Реферат: Эволюция Вселенной

Содержание

·

Введение стр. 3

I

. Вселенная стр. 4

1.1 Элементыкосмологии и космогонии стр. 5

1.2 ЭволюцияВселенной стр. 9

II

. Солнечная система: состав и особенности стр.14

2.1 Историяразвития гипотез о происхождении

Солнечнойсистемы стр.15

2.2Современные взгляды на происхождение

Солнечнойсистемы стр.18

2.3 Процесспревращения частиц туманности в планеты стр.22

III

. Философско – мировозренческиепроблемы

космологическойэволюции стр.23

3.1 Современныепредставления о возникновении

и эволюциизвезд стр.24

3.2 Эволюциязвезд стр.25

·

Заключение стр.28

·

Списоклитературы стр.29

ВВЕДЕНИЕ

ИзучениеВселенной, даже только известной нам еёчасти, является грандиозной задачей. Чтобы получить те сведения, которымирасполагают современные ученые, понадобились труды множества поколений.

Процессэволюции Вселенной происходит очень медленно. Ведь Вселенная во много разстарше астрономии и вообще человеческой культуры. Зарождение и эволюция жизнина земле является лишь ничтожным звеном в эволюции Вселенной. И всё же исследования,проведенные в нашем веке, приоткрыли занавес, закрывающий от нас далекоепрошлое.

Современныеастрономические наблюдения свидетельствуют о том, что началом Вселенной,приблизительно десять миллиардов лет назад, был гигантский огненный шар,раскаленный и плотный. Его состав весьма прост. Этот огненный шар был настолькораскален, что состоял лишь из свободных элементарных частиц, которыестремительно двигались, сталкиваясь друг с другом.

На протяжении десяти миллиардов лет после“большого взрыва” простейшее бесформенное вещество постепенно превращалось ватомы, молекулы, кристаллы, породы, планеты. Рождались звезды, системы,состоящие из огромного количества элементарных частиц с весьма простойорганизацией. На некоторых планетах могли возникнуть формы жизни.

Вселенная эволюционирует, бурные процессыпроисходили в прошлом, происходят сейчас, и будут происходить в будущем.

I. ВСЕЛЕННАЯБольшевсего на свете — сама Вселенная, охватывающая и включающая в себя все планеты,звёзды, галактики, скопления, сверхскопления и ячейки.

Еёглавное свойство — однородность.

УВселенной есть и ещё одно важнейшее свойство, но о нем никогда даже и недогадывались. Вселенная находиться в движении — она расширяется. Расстояниемежду скоплениями и сверхскоплениями постоянно возрастает. Они как быразбегаются друг от друга, а сеть ячеистой структуры растягивается.[3;65]

Вовсе времена люди предпочитали считать Вселенную вечной и неизменной. Эта точказрения господствовала вплоть до 20-х годов нашего века. В то время считалось,что она ограничена размерами нашей Галактики. Пути могут рождаться и умирать,Галактика все равно остается все той же.[14;36]

Настоящийпереворот в науке о Вселенной произвели в 1922 — 1924 годах работыленинградского математика и физика А. Фридмана. Опираясь на только чтосозданную тогда А. Эйнштейном общую теорию относительности, он математическидоказал, что мир — это не нечто застывшее и неизменное. Как единое целое онживет своей динамической жизнью, изменяется во времени, расширяясь или сжимаясьпо строго определённым законам.

Фридманоткрыл подвижность звёздной Вселенной. Это было теоретическое предсказание, авыбор между расширением и сжатием нужно сделать на основании астрономическихнаблюдений. Такие наблюдения в 1928 — 1929 годах удалось проделать Хабблу,известному уже нам исследователю галактик.

Онобнаружил, что далёкие галактики и целые их коллективы движутся, удаляясь отнас во все стороны. Но так и должно выглядеть, в соответствии с предсказаниямиФридмана, общее расширение Вселенной.[8;74]

Конечно,это не означает, что галактики разбегаются именно от нас. Иначе мы вернулись бык старым воззрениям, к докоперниковой картине мира с Землёй в центре. Вдействительности общее расширение Вселенной происходит так, что все ониудаляются друг от друга, и из любого места картина этого разбегания выглядиттак, как мы видим её с нашей планеты.

ЕслиВселенная расширяется, то, значит, в далёком прошлом скопления были ближе другк другу. Более того: из теории Фридмана следует, что пятнадцать — двадцатьмиллиардов лет назад ни звёзд, ни галактик ещё не было и всё вещество былоперемешано и сжато до колоссальной плотности. Это вещество было тогда инемыслимо горячим. Из такого особого состояния и началось общее расширение, котороепривело со временем к образованию Вселенной, какой мы видим и знаем её сейчас.

Общиепредставления о строении Вселенной складывались на протяжении всей историиастрономии. Однако только в нашем веке смогла появиться современная наука остроении и эволюции Вселенной — космология.

1.1 Элементы космологии и космогонии

Вселенная- это всё существующее. От мельчайших пылинок и атомов до огромных скопленийвещества звездных миров и звездных систем. Поэтому не будет ошибкой сказать,что любая наука так или иначе изучает Вселенную, точнее, те или иные еёстороны. Существует научная дисциплина, объектом исследования которой служитсама Вселенная. Это особая отрасль астрономии, так называемая космология.

Космология

- учение о Вселенной в целом, включающее в себя теорию всей охваченнойастрономическими наблюдениями области как части Вселенной.

Сразвитием науки, все полнее раскрывающей физические процессы, происходящие вокружающем нас мире, большинство ученых постепенно перешло к материалистическимпредставлениям о бесконечности Вселенной. Здесь огромное значение имелооткрытие И. Ньютоном (1643 — 1727) закона всемирного тяготения, опубликованногов 1687 г. Одним из важных следствий этого закона явилось утверждение, что вконечной Вселенной все ее вещество за ограниченный промежуток времени должностянуться в единую тесную систему, тогда как в бесконечной Вселенной веществопод действием тяготения собирается внекоторых ограниченных объемах (по тогдашним представлениям — в звездах),равномерно заполняющих Вселенную.

[6;24]

Большоезначение для развития современных представлений о строении и развитии Вселеннойимеет общая теория относительности, созданная А.Эйнштейном (1879 — 1955). Онаобобщает теорию тяготения Ньютона на большие массы и скорости движения, сравнимыесо скоростью света. Действительно, в галактиках сосредоточена колоссальнаямасса вещества, а скорости далеких галактик и квазаров сравнимы со скоростьюсвета.

Однимиз значительных следствий общей теории относительности является вывод онепрерывном движении вещества во Вселенной — нестационарности Вселенной. Этотвывод был получен в 20-х годах нашего столетия советским математикомА.А.Фридманом (1888 — 1925). Он показал, что в зависимости от средней плотностивещество Вселенная должна либо расширяться, либо сжиматься. При расширенииВселенной скорость разбегания галактик должна быть пропорциональна расстояниюдо них — вывод, подтвержденный Хабблом открытием красного смещения в спектрахгалактик.

Критическоезначение средней плотности вещества, от которой зависит характер его движения,

гдеG — гравитационная постоянная, а H=75 км/с*Мпк — постоянная Хаббла.

Подставляянужные значения, получаем, что критическое значение средней плотности вещества <img src="/cache/referats/23235/image004.gif" v:shapes="_x0000_i1026">3.

Еслисредняя плотность вещества во Вселенной больше критической, то в будущемрасширение Вселенной сменится сжатием, а при средней плотности равной илименьшей критической расширение не прекратится. Ясно одно, что со временемрасширение привело к значительному уменьшению плотности вещества, и наопределенном этапе расширения стали формироваться галактики и звезды.

Космогония

- наука, изучающая происхождение и развитие небесных тел, например планет и ихспутников, Солнца, звёзд, галактик.

Астрономынаблюдают космические тела на различной стадии развития, образовавшиеся недавнои в далёком прошлом, быстро «стареющие» или почти«застывшие» в своём развитии. Сопоставляя многочисленные данныенаблюдений с физическими процессами, которые могут происходить при различныхусловиях в космическом пространстве, учёные пытаются объяснить, как возникаютнебесные тела. Единой, завершённой теории образования звёзд, планет илигалактик пока не существует. Проблемы, с которыми столкнулись учёные, подчаструдно разрешимы. Решение вопроса о происхождении Земли и Солнечной системы вцелом значительно затрудняется тем, что других подобных систем мы пока ненаблюдаем. Нашу солнечную систему не с чем пока ещё сравнивать, хотя системы,подобные ей, должны быть достаточно распространены и их возникновение должнобыть не случайным, а закономерным явлением.[2;64]

Внастоящее время при проверке той или иной гипотезы о происхождении Солнечнойсистемы в значительной мере основывается на данных о химическом составе и возрасте пород Земли и других телСолнечной системы. Наиболее точный метод определения возраста пород состоит вподсчёте отношения количества радиоактивного урана к количеству свинца,находящегося в данной породе. Скорость этого процесса известна точно, и еёнельзя изменить никакими способами. Самые древние горные породы имеют возрастнесколько миллиардов лет. Земля в целом, очевидно, возникла несколько раньше,чем земная кора.

ИммануилКант(1724-1804), величайший философ нового времени, начал свой путь, как астроном-теоретик.Он первый поставил задачу мысленно проследить все возможные проявлениявсемирного тяготения во Вселенной, продумать и объяснить с этой точки зрения все,что наблюдают астрономы, и понять, как устроена и развивается Вселенная. Такродилась космогония и космология Нового времени. В середине XVIII века Кант предложилсвою теорию образования Солнечной системы, основанную на законе всемирноготяготения. Она предполагала возникновение Солнечной системы из облака холодныхпылинок, находящихся в беспорядочном хаотическом движении. В 1796 годуфранцузский учёный П. Лаплас подробно описал гипотезу образования Солнца ипланет из уже вращающейся газовой туманности. Лаплас учёл основные характерныечерты Солнечной системы, которые должна была объяснить любая гипотеза о еёпроисхождении. В данный период наиболее разработанной является гипотеза О. Ю.Шмидта, разработанная в середине века. Впервые принципиально новыекосмогологические следствие общей теории относительности раскрыл выдающийсясоветский математик и физик — теоретик Александр Фридман (1888-1925 гг.).Выступив в 1922-24 гг. он раскритиковал выводы Эйнштейна о том, что Вселеннаяконечна и имеет форму четырехмерного цилиндра. Эйнштейн сделал свой выводисходя из предположения о стационарности Вселенной, но Фридман показалнеобоснованность его исходного постулата.

Фридманпривел две модели Вселенной. Вскоре эти модели нашли удивительно точноеподтверждение в непосредственных наблюдениях движений далёких галактик вэффекте «красного смещения» в их спектрах.[4;93]

1.2 Эволюция Вселенной

Стандартная модель эволюции Вселенной

Вселенная постоянно расширяется. Тот момент, с которого Вселеннаяначала расширятся, принято считать ее началом. Тогда началась первая и полнаядраматизма эра в истории вселенной, ее называют “большим взрывом”.

Под расширением Вселенной подразумевается такой процесс, когда тоже самое количество элементарных частиц и фотонов занимают постоянновозрастающий объём. Средняя плотность Вселенной в результате расширенияпостепенно понижается. Из этого следует, что в прошлом плотность Вселенной былабольше, чем в настоящее время. Можно предположить, что в глубокой древности(примерно десять миллиардов лет назад) плотность Вселенной была очень большой.Кроме того высокой должна была быть и температура, настолько высокой, чтоплотность излучения превышала плотность вещества. Иначе говоря, энергия всехфотонов содержащихся в 1 куб. см была больше суммы общей энергии частиц,содержащихся в 1 куб. см. На самом раннем этапе, в первые мгновения “большоговзрыва” вся материя была сильно раскаленной и густой смесью частиц, античастиц и высокоэнергичных γ-фотонов.Частицы при столкновении с соответствующими античастицами аннигилировали, но возникающиеγ-фотоны моментально материализовались в частицы и античастицы. [

7;52]

Начало Вселенной

Насамом раннем этапе, в первые мгновения “большого взрыва” вся материя быласильно раскаленной и густой смесьючастиц, античастиц и высокоэнергичных гамма-фотонов. Частицы при столкновении ссоответствующими античастицами аннигилировали, но возникающие гамма-фотонымоментально материализовались в частицы и античастицы.

Рождение галактик

Колоссальныеводородные сгущения — зародыши сверх галактик и скоплений галактик — медленновращались. Внутри их образовывались вихри, похожие на водовороты. Их диаметрдостигал примерно ста тысяч световых лет. Мы называем эти системыпротогалактиками, т.е. зародышами галактик. Несмотря на свои невероятныеразмеры, вихри протогалактик были всего лишь ничтожной частью сверхгалактик ипо размеру не превышали одну тысячную сверхгалактики. Сила гравитации образовывалаиз этих вихрей системы звезд, которые мы называем галактиками. Некоторые изгалактик до сих пор напоминают нам гигантское завихрение. Астрономическиеисследования показывают, что скорость вращения завихрения предопределила формугалактики, родившейся из этого вихря. Выражаясь научным языком, скоростьосевого вращения определяет тип будущей галактики. Из медленно вращающихсявихрей возникли эллиптические галактики, в то время как из быстро вращающихсяродились сплющенные спиральные галактики. В результате силы тяготения оченьмедленно вращающийся вихрь сжимался в шар или несколько сплюнутый эллипсоид.Размеры такого правильного гигантского водородного облака были от несколькихдесятков до нескольких сотен тысяч световых лет. Нетрудно определить, какие изводородных атомов вошли в состав рождающейся эллиптической, точнее говоряэллипсоидальной галактики, а какие остались в космическом пространстве вне нее.Если энергия связи сил гравитации атома на периферии превышала его кинетическуюэнергию, атом становился составной частью галактики. Это условие называетсякритерием Джинса. С его помощью можно определить, в какой степени зависеламасса и величина протогалактики от плотности и температуры водородного газа.

Протогалактика,которая вообще не вращалась, становилась родоначальницей шаровой галактики.Сплющенные эллиптические галактики рождались из медленно вращающихсяпротогалактик. Из-за недостаточной центробежной силы преобладала силагравитационная. Протогалактика сжималась и плотность водорода в ней возрастала.Как только плотность достигала определенного уровня, начали выделяться и сжиматьсясгустки водорода. Рождались протозвезды, которые позже эволюционировали в звезды.Рождение всех звезд в шаровой или слегка приплюснутой галактике происходило почтиодновременно. Этот процесс продолжался относительно недолго, примерно стомиллионов лет. На начальном этапе расширенияВселенной из фотонов рождались частицы и античастицы. Этот процесс постоянноослабевал, что привело к вымиранию частиц и античастиц. Согласно тому, какматериализация в результате понижающейся температуры раскаленного вещества приостановилась. ЭволюциюВселенной принято разделять на четыре эры: адронную, лептонную, фотонную извездную.[1;76]

Эры эволюцииВселенной

а) Адронная эра.

При очень высокихтемпературах и плотности в самом начале существования Вселенной материясостояла из элементарных частиц. Вещество на самом раннем этапе состояло,прежде всего, из адронов, и поэтому ранняя эра эволюции Вселенной называетсяадронной, несмотря на то, что в то время существовали и лептоны. Никогда послеэтого сильное взаимодействие (ядерная сила) не проявлялась во Вселенной в такоймере, как в адронную эру, длившуюся всего лишь одну десятитысячную долюсекунды.

б) Лептонная эра.

Когда энергия частиц и фотонов понизилась в пределах от 100 Мэвдо 1 Мэв в, веществе было много лептонов. Температура быладостаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное возникновение электронов,позитронов и нейтрино. Барионы (протоны и нейтроны), пережившие адронную эру,стали по сравнению с лептонами и фотонами встречаться гораздо реже. Лептоннаяэра начинается с распада последних адронов — пионов — в мюоны и мюонноенейтрино, а кончается через несколько секунд при температуре 1010K,когда энергия фотонов уменьшилась до 1Мэв и материализация электронов и позитронов прекратилась. Во время этогоэтапа начинается независимое существование электронного и мюонного нейтрино,которые мы называем “реликтовыми”. Всёпространство Вселенной наполнилось огромным количеством реликтовых электронныхи мюонных нейтрино. Возникает нейтринное море.

в) Фотонная эра или эра излучения. Т

Вселенной понизилась до 1010K, а энергияγ-фотонов достигла 1 Мэв, произошла только аннигиляция электронов ипозитронов. Новые электронно-позитронные пары не могли возникать вследствиематериализации, потому, что фотоны не обладали достаточной энергией. Ноаннигиляция электронов и позитронов продолжалась дальше, пока давлениеизлучения полностью не отделило вещество от антивещества. Со времени адронной илептонной эры Вселенная была заполнена фотонами. К концу лептонной эры фотоновбыло в два миллиарда раз больше, чем протонов и электронов. Важнейшей составнойВселенной после лептонной эры становятся фотоны, причем не только поколичеству, но и по энергии.

Большой взрыв

продолжалсясравнительно недолго, всего лишь одну тридцатитысячную нынешнего возрастаВселенной. Несмотря на краткость срока, это всё же была самая славная эраВселенной. Никогда после этого эволюция Вселенной не была столь стремительна, какв самом её начале, во время “большоговзрыва”. Все события во Вселенной в тот период касались свободныхэлементарных частиц, их превращений, рождения, распада, аннигиляции. Не следуетзабывать, что в столь короткое время (всего лишь несколько секунд) из богатогоразнообразия видов элементарных частиц исчезли почти все: одни путеманнигиляции (превращение в гамма-фотоны), иные путем распада на самые легкиебарионы (протоны) и на самые легкие заряженные лептоны (электроны).

После “большоговзрыва” наступила продолжительная эра вещества, эпоха преобладания частиц.Мы называем её звездной эрой. Она продолжается со времени завершения “большого взрыва” (приблизительно 300 000лет) до наших дней. По сравнению с периодом “большого взрыва” её развитие представляется как будто слишкоммедленным. Это происходит по причине низкой плотности и температуры. Взрывсуперновой или гигантский взрыв галактики — ничтожные явления в сравнении с большим взрывом.

Сатомов водорода начинается звездная эра — эра частиц, точнее говоря, эрапротонов и электронов.

Вселеннаявступает в звездную эру в форме водородного газа с огромным количеством световых и ультрафиолетовых фотонов.Водородный газ расширялся в различных частях Вселенной с разной скоростью.Неодинаковой была также и его плотность. Он образовывал огромные сгустки, вомного миллионов световых лет. Масса таких космических водородных сгустков былав сотни тысяч, а то и в миллионы раз больше, чем масса нашей теперешнейГалактики. Расширение газа внутри сгустков шло медленнее, чем расширениеразреженного водорода между самими сгущениями. Позднее из отдельных участков спомощью собственного притяжения образовались сверхгалактики и скоплениягалактик. Итак, крупнейшие структурные единицы Вселенной — сверхгалактики — являются результатом неравномерного распределения водорода, которое происходилона ранних этапах истории Вселенной.[7;68]

II. СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА: СОСТАВИ ОСОБЕННОСТИ

Солнечнаясистема — это спаянная силами взаимного притяжения система небесных тел. В неёвходят: центральное тело — Солнце, 9 больших планет с их спутниками (которыхизвестно уже более 60), несколько тысяч малых планет, или астероидов, несколькосот наблюдавшихся комет и бесчисленное множество метеорных тел. Гравитационноепритяжение солнца является главной силой, определяющей движение всехобращающихся вокруг него тел Солнечной системы.[5;14] Двигаясь в Галактике,Солнечная система время от времени пролетает сквозь межзвездные газопылевыеоблака. Вследствие крайней разреженности вещества этих облаков погружениеСолнечной системы в облако может проявиться только при небольшом поглощении ирассеянии солнечных лучей. Будучи вращающейся системой тел, Солнечная системаобладает моментом количества движения (МКД). Главная часть его связана сорбитальным движением планет вокруг Солнца. Ядра комет по своему химическомусоставу родственны планетам — гигантам: они состоят из водяного льда и льдовразличных газов с примесью каменистых веществ. Сравнительно недавно открытыйХирон, движущийся в основном между орбитами Сатурна и Урана, вероятно, подобенледяным ядрам комет и небольшим спутникам далёких от Солнца планет. У малыхпланет, именно вследствие их малых размеров, недра подогревались значительноменьше, чем у планет земной группы, и поэтому их вещество зачастую претерпелолишь небольшие изменения со времени их образования. Измерения возрастаметеоритов (по содержанию радиоактивных элементов и продуктов их распада)показали, что они, а следовательно и вся Солнечная система, существуют около 5миллиардов лет. Этот возраст Солнечной системы находится в согласии сизмерениями древнейших земных и лунных образцов.[10;43]

2.1 История развития гипотезо происхождении Солнечной системы

Вотуже два века проблема происхождения Солнечной системы волнует выдающихсямыслителей нашей планеты. Этой проблемой занимались, начиная от философа Кантаи математика Лапласа, плеяда астрономов и физиков XIX и XX столетий. Ей отдалдань наш соотечественник Отто Юльевич Шмидт.

Ивсе же мы до сих пор довольно далеки от решения этой проблемы. Но за последниетри десятилетия прояснился вопрос о путях эволюции звезд. И хотя деталирождения звезды из газово-пылевой туманности еще далеко не ясны, мы теперьчетко представляем, что с ней происходит на протяжении миллиардов летдальнейшей эволюции.

Возрастсолнечной системы, зафиксированный по древнейшим метеоритам, составляет около 5млрд. лет. На протяжении человеческой истории существовало множество самыхразличных теорий происхождения Солнца и планет — от мифологической ибожественной до космологических.

Нынесуществуют две основные концепции происхождения небесных тел. Перваяосновывается на небулярной модели образования Солнечной системы, выдвинутой ещефранцузским физиком и математиком Пьером Лапласом и развитой немецким философомИммануилом Кантом. В соответствии с нею звезды и планеты образовались израссеянного диффузного вещества (космической пыли) путем постепенного сжатияпервоначальной туманности.

Принятиемодели Большого Взрыва и расширяющейся Вселенной существенным образом повлиялои на модели образования небесных тел и привело к гипотезе Виктора Амбарцумяна овозникновении галактик, звезд и планетных систем из сверхплотного (состоящегоиз самых тяжёлых элементарных частиц — гиперонов) дозвездного вещества,находящегося в ядрах галактик, путем его фрагментации.

Интерпретациянебесных тел определяется тем, какую из двух гипотез считают истинной. ОткрытиеВ. Амбарцумяном звездных ассоциаций, состоящих из очень молодых звезд,стремящихся убежать друг от друга, было понято им как подтверждение гипотезыобразования звезд из первоначального сверхплотного вещества. Какая из двухконцепций ближе к истине, решит последующее развитие естествознания.

Переходяк изложению различных космогонических гипотез, сменявших одна другую напротяжении двух последних столетий, начнем с гипотезы великого немецкогофилософа Канта и теории, которую спустя несколько десятилетий независимопредложил французский математик Лаплас. Предпосылки к созданию этих теорийвыдержали испытание временем, и сейчас в самых «модернистских»космогонических гипотезах мы легко можем найти основные идеи гипотезы Канта — Лапласа.

Наиболееизвестными монистическими теориями стали теории Лапласа и Канта. Трудности, скоторыми встретились в конце 19 в. монистические теории, способствовали успехудуалистических, однако развитие истории снова вернуло нас к монистическойтеории. Такие колебания вполне понятны, поскольку в распоряжении исследователейбыло очень уж мало данных: распределение расстояний до планет, подчиненноеопределенному закону (закон Боде), знание того, что планеты движутся вокругСолнца в одну сторону, да еще некоторые теоретические соображения, касающиесяуглового момента Солнечной системы. Точки зрения Канта и Лапласа в ряде важныхвопросов резко отличались. Кант, например, исходил из эволюционного развитияхолодной пылевой туманности, в ходе которого вначале возникло центральноемассивное тело — будущее Солнце, а потом уже планеты, в то время как Лаплассчитал первоначальную туманность газовой и очень горячей, находящейся всостоянии быстрого вращения. Сжимаясь под действием силы всемирного тяготения,туманность, вследствие закона сохранения момента количества движения, вращаласьвсе быстрее и быстрее. Из-за больших центробежных сил, возникающих при быстромвращении в экваториальном поясе, от него последовательно отделялись кольца. Вдальнейшем эти кольца конденсировались, образуя планеты. Таким образом,согласно гипотезе Лапласа, планеты образовались раньше Солнца. Однако, несмотряна такое резкое различие между двумя гипотезами, общей их важнейшейособенностью является представление, что Солнечная система возникла врезультате закономерного развития туманности. Поэтому и принято называть этуконцепцию «гипотезой Канта — Лапласа».

Ужев середине XIX столетия стало ясно, что эта гипотеза сталкивается сфундаментальной трудностью. Дело в том, что наша планетная система, состоящаяиз девяти планет весьма разных размеров и массы, обладает одной замечательнойособенностью. Речь идет о необычном распределении момента количества движенияСолнечной системы между центральным телом — Солнцем и планетами.

Моментколичества движения есть одна из важнейших характеристик всякой изолированнойот внешнего мира механической системы. Именно как такую систему мы можемрассматривать Солнце и окружающую его семью планет. Момент количества движенияможет быть определен как «запас вращения» системы. Это вращениескладывается из орбитального движения планет и вращения вокруг своих осейСолнца и планет.

Моментколичества движения вращающегося Солнца равен всего лишь -1048. Всепланеты земной группы — Меркурий, Венера, Земля и Марс — имеют суммарный моментв 380 раз меньший, чем Юпитер. Львиная доля момента количества движенияСолнечной системы сосредоточена в орбитальном движении планет-гигантов Юпитераи Сатурна [1, c.71].

Сточки зрения гипотезы Лапласа, это совершенно непонятно. В самом деле, в эпоху,когда от первоначальной, быстро вращающейся туманности отделялось кольцо, слоитуманности, из которых впоследствии сконденсировалось Солнце, имели (на единицумассы) примерно такой же момент, как вещество отделившегося кольца. Так какмасса последнего была значительно меньше массы основной части туманности(«протосолнца»), то полный момент количества движения у кольца долженбыть много меньше, чем у «протосолнца». В гипотезе Лапласаотсутствует какой бы то ни было механизм передачи момента от«протосолнца» к кольцу. Поэтому в течениевсей дальнейшейэволюции момент количества движения «протосолнца», а затем и Солнцадолжен быть значительно больше, чем у колец и образовавшихся из них планет. Ноэтот вывод находится в разительном противоречии с фактическим распределениеммоментаколичества движения между Солнцем и планетами.

2.2 Современные взгляды напроисхождение Солнечной системы

Изсовременных гипотез происхождения солнечной системы наиболее известнаэлектромагнитная гипотеза шведского астрофизика X. Альвена, усовершенствованнаяФ. Хойлом. Альвен исходил из предположения, что некогда Солнце обладало оченьсильным электромагнитным полем. Туманность, окружавшая светило, состояла изнейтральных атомов. Под действием излучений и столкновений атомыионизировались. Ионы попадали в ловушки из магнитных силовых линий и увлекалисьвслед за вращающимся светилом. Постепенно Солнце теряло свой вращательныймомент, передавая его газовому облаку.

Слабостьпредложенной гипотезы заключалась в том, что атомы наиболее легких элементовдолжны были ионизироваться ближе к Солнцу, атомы тяжелых элементов — дальше.Значит, ближайшие к Солнцу планеты должны были бы состоять из наилегчайшихэлементов — водорода и гелия, а более отдаленные — из железа и никеля.Наблюдения говорят об обратном. Чтобы преодолеть эту трудность, английскийастроном Ф. Хойл предложил новый вариант гипотезы. Солнце зародилось в недрахтуманности. Оно быстро вращалось, и туманность становилась все более плоской,превращаясь в диск. Постепенно диск начинал тоже разгоняться, а Солнцетормозилось. Момент количества Движения переходил к диску. Затем в немобразовались планеты. Если предположить, что первоначальная туманность ужеобладала магнитным полем, то вполне могло произойти перераспределение угловогомомента [10; 141-143].

Трудностямии противоречиями гипотезы Хойла являются следующие: во-первых, нелегкопредставить, как могли «отсортироваться» избыточный водород и гелий впервоначальном газовом диске, из которого образовались планеты, посколькухимический состав планет явно отличен от химического состава Солнца; во-вторых,не совсем ясно, каким образом легкие газы покинули Солнечную систему (процессиспарения, предлагаемый Хойлом, сталкивается со значит

еще рефераты

Еще работы по астрономии

Реферат по астрономии

Краткая история представления о Вселенной

29 Августа 2013

Реферат по астрономии

Одиноки ли мы во Вселенной?

29 Августа 2013

Реферат по астрономии

Физика звезд

29 Августа 2013

Реферат по астрономии

Типы Галактик. Наша Галактика - Млечный Путь

8 Июня 2015