Nuestro planeta es un enorme elipsoide formado por rocas, metales y cubierto de agua y suelo. La Tierra es uno de los nueve planetas que giran alrededor del Sol; ocupa el quinto lugar en términos del tamaño de los planetas. Se forma el sol, junto con los planetas que giran a su alrededor. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, tiene un diámetro de unos 100.000 años luz (el tiempo que tarda la luz en viajar hasta el último punto de un espacio determinado).
Los planetas del sistema solar describen elipses alrededor del sol, al mismo tiempo que giran alrededor de sus propios ejes. Los cuatro planetas más cercanos al Sol (Mercurio, Venus, Tierra, Marte) se denominan internos, el resto (Júpiter, Urano, Neptuno, Plutón) son externos. Recientemente, los científicos han encontrado muchos planetas en el sistema solar que son iguales o ligeramente más pequeños que Plutón en tamaño, por lo que en astronomía hoy en día solo hay ocho planetas que componen el sistema solar, pero nos atendremos a la teoría estándar.
La Tierra se mueve en su órbita alrededor del Sol a una velocidad de 107.200 km/h (29,8 km/s). Además, gira alrededor de su eje de una barra imaginaria que pasa por los puntos más septentrionales y meridionales de la Tierra. El eje de la tierra está inclinado con respecto al plano de la eclíptica en un ángulo de 66,5°. Los científicos calcularon que si la Tierra se detuviera, se quemaría instantáneamente debido a la energía de su propia velocidad. Los extremos del eje se denominan polos norte y sur.
La Tierra describe su trayectoria alrededor del Sol en un año (365,25 días). Cada cuarto año contiene 366 días (se acumula un día extra en 4 años), se llama año bisiesto. Debido al hecho de que el eje de la tierra tiene una inclinación, el hemisferio norte está más inclinado hacia el Sol en junio y el sur, en diciembre. En el hemisferio que actualmente está más inclinado hacia el Sol, es verano. Esto quiere decir que en el otro hemisferio es invierno y ahora es el menos iluminado por los rayos del sol.
Las líneas imaginarias que corren al norte y al sur del ecuador, llamadas Trópico de Cáncer y Trópico de Capricornio, muestran dónde los rayos del sol caen verticalmente sobre la superficie de la Tierra al mediodía. En el hemisferio norte esto ocurre en junio (Trópico de Cáncer) y en el hemisferio sur en diciembre (Trópico de Capricornio).
El sistema solar consta de nueve planetas que orbitan alrededor del Sol, sus satélites, muchos planetas menores, cometas y polvo interplanetario.
Movimiento de tierra
La Tierra realiza 11 movimientos diferentes, pero de estos, el movimiento diario alrededor del eje y la revolución anual alrededor del Sol tienen un significado geográfico importante.
En este caso, se introducen las siguientes definiciones: afelio es el punto de la órbita más distante del Sol (152 millones de km). La Tierra pasa sobre él el 5 de julio. El perihelio es el punto en órbita más cercano al Sol (147 millones de km). La tierra pasa sobre él el 3 de enero. La longitud total de la órbita es de 940 millones de km.
El movimiento de la Tierra alrededor de su eje va de oeste a este, una revolución completa toma 23 horas 56 minutos 4 segundos. Este tiempo se toma como un día. El movimiento diario tiene 4 consecuencias:
- Compresión en los polos y la forma esférica de la Tierra;
- Cambio de día y noche, estaciones;
- La fuerza de Coriolis (llamada así por el científico francés G. Coriolis) es la desviación de los cuerpos que se mueven horizontalmente en el Hemisferio Norte hacia la izquierda, en el Hemisferio Sur hacia la derecha, esto afecta la dirección del movimiento de las masas de aire, corrientes marinas, etc. .;
- fenómenos de mareas.
La órbita de la Tierra tiene varios puntos importantes correspondientes a los días de los equinoccios y solsticios. 22 de junio: el día del solsticio de verano, cuando en el hemisferio norte, el más largo, y en el sur
- el día más corto del año. En el Círculo Polar Ártico y dentro de él en este día, el día polar, en el Círculo Polar Ártico Sur y dentro de él, la noche polar. El 22 de diciembre es el solsticio de invierno, el día más corto del año en el hemisferio norte y el día más largo en el hemisferio sur. Dentro del Círculo Polar Ártico - la noche polar. Círculo Polar Ártico Sur - día polar. El 21 de marzo y el 23 de septiembre son los días de los equinoccios de primavera y otoño, ya que los rayos del Sol caen verticalmente sobre el ecuador, en toda la Tierra (excepto en los polos) el día es igual a la noche.
Trópicos: paralelos con latitudes de 23,5 °, en los que el Sol está en su cenit solo una vez al año. Entre los trópicos norte y sur, el Sol está en su cenit dos veces al año, y fuera de ellos, el Sol nunca está en su cenit.
Los círculos polares (norte y sur) son paralelos en los hemisferios norte y sur con latitudes de 66,5°, en los que el día y la noche polares duran exactamente un día.
El día y la noche polar alcanzan su máxima duración (seis meses) en los polos.
Zonas horarias. Para regular las diferencias de tiempo resultantes de la rotación de la Tierra alrededor de su eje, el globo se divide convencionalmente en 24 husos horarios. Sin ellos, nadie podría responder a la pregunta: "¿Qué hora es en otras partes del mundo?". Los límites de estos cinturones coinciden aproximadamente con las líneas de longitud. En cada zona horaria, las personas ajustan sus relojes a su propia hora local, según el punto de la Tierra. El espacio entre las correas es de 15°. En 1884 se introdujo el meridiano de Greenwich, que se calcula a partir del meridiano que pasa por el Observatorio de Greenwich y tiene una longitud de 0°.
Las líneas de longitud 180° Este y Oeste coinciden. Esta línea común se llama Línea Internacional de Fecha. La hora en los puntos de la Tierra al oeste de esta línea está adelantada 12 horas en los puntos al este de esta línea (simétrica con respecto a la línea de fecha internacional). El tiempo en estas zonas vecinas coincide, pero viajando hacia el este te encuentras en el ayer, viajando hacia el oeste te encuentras en el mañana.
Parámetros de la tierra
- Radio ecuatorial - 6378 km
- Radio polar - 6357 km
- Compresión del elipsoide terrestre - 1: 298
- Radio medio - 6371 km
- Circunferencia del ecuador - 40.076 km
- Longitud del meridiano - 40.008 km
- Superficie - 510 millones de km2
- Volumen - 1.083 billones. km3
- Peso - 5,98 10 ^ 24 kg
- Aceleración de caída libre: 9,81 m/s^2 (París) Distancia de la Tierra a la Luna: 384 000 km Distancia de la Tierra al Sol: 150 millones de km.
Sistema solar
| Planeta | La duración de una revolución alrededor del sol. | Período de revolución alrededor de su eje (días) | Velocidad orbital media (km/s) | Desviación de la órbita, grados (desde el plano de la superficie de la Tierra) | Gravedad (Valor de la Tierra = 1) |
| Mercurio | 88 días | 58,65 | 48 | 7 | 0,38 |
| Venus | 224,7 días | 243 | 34,9 | 3,4 | 0.9 |
| tierra | 365,25 días | 0,9973 | 29,8 | 0 | 1 |
| Marte | 687 días | 1,02-60 | 24 | 1,8 | 0.38 |
| Júpiter | 11.86 años | 0,410 | 12.9 | 1,3 | 2,53 |
| Saturno | 29.46 años | 0,427 | 9,7 | 2,5 | 1,07 |
| Urano | 84,01 años | 0,45 | 6,8 | 0,8 | 0,92 |
| Neptuno | 164,8 años | 0,67 | 5,3 | 1,8 | 1,19 |
| Plutón | 247,7 años | 6,3867 | 4,7 | 17,2 | 0.05 |
| Planeta | Diámetro, en km | Distancia al Sol, en millones de km | Número de lunas | Diámetro del ecuador (km) | Masa (Tierra = 1) | Densidad (agua = 1) | Volumen (Tierra = 1) |
| Mercurio | 4878 | 58 | 0 | 4880 | 0,055 | 5,43 | 0,06 |
| Venus | 12103 | 108 | 0 | 12104 | 0,814 | 5,24 | 0,86 |
| tierra | 12756 | 150 | 1 | 12756 | 1 | 5,52 | 1 |
| Marte | 6794 | 228 | 2 | 6794 | 0,107 | 3,93 | 0,15 |
| Júpiter | 143800 | 778 | 16 | 142984 | 317,8 | 1,33 | 1323 |
| Saturno | 120OO | 1429 | 17 | 120536 | 95,16 | 0,71 | 752 |
| Urano | 52400 | 2875 | 15 | 51118 | 14,55 | 1,31 | 64 |
| Neptuno | 49400 | 4504 | 8 | 49532 | 17,23 | 1,77 | 54 |
| Plutón | 1100 | 5913 | 1 | 2320 | 0,0026 | 1,1 | 0,01 |
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Ahora la mayoría de la gente da por sentado que el sol está en el centro del sistema solar, pero el concepto heliocéntrico no apareció de inmediato. En el siglo II d.C. Claudio Ptolomeo propuso un modelo con la Tierra en el centro (geocéntrico). Según su modelo, la Tierra y otros planetas están estacionarios y el sol gira alrededor de ellos en una órbita elíptica. El sistema ptolemaico fue considerado correcto por los astrónomos y la religión durante varios cientos de años. No fue hasta el siglo XVII que Nicolaus Copernicus desarrolló un modelo para la estructura del sistema solar, en el que el sol estaba en el centro en lugar de la Tierra. El nuevo modelo fue rechazado por la iglesia pero poco a poco fue ganando terreno porque explicaba mejor los fenómenos observados. Curiosamente, las medidas iniciales de Copérnico no eran más precisas que las de Ptolomeo, solo que tenían mucho más sentido. Modelos astronómicos de Ptolomeo y Copérnico
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http://ggreen.chat.ru/index.html http://astro.physfac.bspu.secna.ru/lecture/PlanetsOfSolarSystem/ Puede encontrar más información sobre este tema en los sitios web:
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Planetas del sistema solar
Sistema solar Sol Júpiter Mercurio Saturno Venus Urano Tierra Neptuno Marte Plutón La mayoría, la mayoría, la mayoría de las preguntas del examen
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Sol Mercurio Saturno Venus Urano Tierra Neptuno Júpiter Marte Plutón Sol El sistema solar es un grupo de cuerpos astronómicos, incluida la Tierra, que orbitan y están unidos gravitacionalmente a una estrella llamada Sol. El séquito del Sol incluye nueve planetas, aproximadamente 50 satélites, más de 1000 cometas observados y miles de cuerpos más pequeños conocidos como asteroides y meteoritos. SISTEMA SOLAR
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Sol Mercurio Saturno Venus Urano Tierra Neptuno Júpiter Marte Plutón El Sol es el cuerpo celeste central del sistema solar. Esta estrella es una bola caliente: yo mismo estoy cerca de la Tierra. Su diámetro es 109 veces el diámetro de la Tierra. Se encuentra a una distancia de 150 millones de km de la Tierra. La temperatura en su interior alcanza los 15 millones de grados. La masa del Sol es 750 veces mayor que la masa de todos los planetas que se mueven a su alrededor combinados. El sol
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Júpiter Sol Mercurio Saturno Venus Urano Tierra Neptuno Júpiter Marte Plutón Júpiter es el quinto planeta desde el Sol, el planeta más grande del sistema solar. Júpiter tiene 16 satélites, así como un anillo de unos 6 mil km de ancho, casi adyacente al planeta. Júpiter no tiene una superficie sólida, los científicos sugieren que es líquida o incluso gaseosa. Debido a la gran distancia del Sol, la temperatura en la superficie de este planeta es de -130 grados.
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Mercurio Mercurio es el planeta más cercano al Sol. La superficie de Mercurio, cubierta de material tipo basalto, es bastante oscura, muy similar a la superficie de la Luna. Junto a los cráteres (generalmente menos profundos que en la Luna), hay colinas y valles. La altura de las montañas puede alcanzar los 4 km. Sobre la superficie de Mercurio hay rastros de una atmósfera muy enrarecida que contiene, además de helio, hidrógeno, dióxido de carbono, carbono, oxígeno y gases nobles (argón, neón). La proximidad del Sol hace que la superficie del planeta se caliente hasta +400 grados. Sol Mercurio Saturno Venus Urano Tierra Neptuno Júpiter Marte Plutón
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Sol Mercurio Saturno Venus Urano Tierra Neptuno Júpiter Marte Plutón Saturno, el sexto planeta desde el Sol, el segundo planeta más grande del Sistema Solar después de Júpiter; se refiere a los planetas gigantes, se compone principalmente de gases. Casi el 100% de su masa está compuesta de gas hidrógeno y helio. La temperatura de la superficie se acerca a los -170 grados. El planeta no tiene una superficie sólida clara, las observaciones ópticas se ven obstaculizadas por la opacidad de la atmósfera. Saturno tiene un número récord de satélites, ahora se conocen alrededor de 30. Se cree que los anillos están formados por varias partículas, potasio, bloques diferentes tamaños cubierto de hielo, nieve, escarcha. Saturno
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Venus Sol Mercurio Saturno Venus Urano Tierra Neptuno Júpiter Marte Plutón Venus, el segundo planeta desde el Sol, es el gemelo de la Tierra en el sistema solar. Los dos planetas tienen aproximadamente el mismo diámetro, masa, densidad y composición del suelo. En la superficie de Venus, se encontraron cráteres, fallas y otros signos de intensos eventos que ocurren en él. procesos tectónicos.Venus es el único planeta del sistema solar cuya propia rotación es opuesta a la dirección de su revolución alrededor del Sol. Venus no tiene satélites. En el cielo, brilla más que todas las estrellas y es claramente visible a simple vista. La temperatura en la superficie es +5000, porque una atmósfera compuesta principalmente de CO2
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Urano Sol Mercurio Saturno Venus Urano Tierra Neptuno Júpiter Marte Plutón Urano, el séptimo planeta desde el Sol, pertenece a los planetas gigantes. Durante muchos siglos, los astrónomos de la Tierra conocían solo cinco "estrellas errantes": los planetas. 1781 estuvo marcado por el descubrimiento de otro planeta, llamado Urano, que fue el primero en ser descubierto usando un telescopio. Urano tiene 18 lunas. La atmósfera de Urano está compuesta principalmente de hidrógeno, helio y metano.
diapositiva 12
Sol Mercurio Saturno Venus Urano Tierra Neptuno Júpiter Marte Plutón La Tierra es el tercer planeta desde el Sol. La Tierra es el único planeta del sistema solar con una atmósfera rica en oxígeno. Gracias a que es único en el universo condiciones naturales, se convirtió en el lugar donde surgió y se desarrolló la vida orgánica. Según los conceptos modernos, la Tierra se formó hace aproximadamente 4600-4700 millones de años a partir de una nube protoplanetaria capturada por la atracción del Sol. La formación de la primera y más antigua de las rocas estudiadas tomó entre 100 y 200 millones de años.
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Sol Mercurio Saturno Venus Urano Tierra Neptuno Júpiter Marte Plutón ____ Sobre la base de estudios sísmicos, la Tierra se divide condicionalmente en tres regiones: corteza, manto y núcleo (en el centro). La capa exterior (corteza) tiene un espesor medio de unos 35 Km. El manto de la Tierra, también llamado capa de silicato, se extiende hasta una profundidad de unos 35 a 2885 Km. Está separado de la corteza por un borde afilado. Otro límite entre el manto y el núcleo externo detectado por métodos sísmicos se encuentra a una profundidad de 2775 km. Finalmente, a profundidades superiores a 5120 km hay un núcleo interno sólido, que representa el 1,7% de la masa de la Tierra.
Diapositiva 14
Sol Mercurio Saturno Venus Urano Tierra Neptuno Júpiter Marte Plutón Otoño Invierno Verano Primavera La Tierra gira alrededor de su propio eje en 23 horas 56 minutos 4,1 segundos. La velocidad lineal de la superficie de la Tierra en el ecuador es de unos 465 m/s. El eje de rotación está inclinado con respecto al plano de la eclíptica en un ángulo de 66 ° 33 "22". Esta inclinación y la circulación anual de la Tierra alrededor del Sol determinan el cambio de estaciones, que es extremadamente importante para el clima de la Tierra, y su propia rotación, el cambio de día y noche.____
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Luna Sol Mercurio Saturno Venus Urano Tierra Neptuno Júpiter Marte Plutón La Tierra tiene un solo satélite, la Luna. Su órbita es cercana a un círculo con un radio de unos 384.400 km. El papel especial de la Luna en la astronáutica se debe al hecho de que ya se puede lograr no solo para naves espaciales automáticas, sino también tripuladas. La primera persona en caminar sobre la superficie de la Luna el 21 de julio de 1969 fue el astronauta estadounidense N. Armstrong.
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Neptuno Sol Mercurio Saturno Venus Urano Tierra Neptuno Júpiter Marte Plutón Neptuno es el octavo planeta desde el Sol. Tiene un campo magnético. Los astrónomos creen que debajo de la atmósfera, a una profundidad de aproximadamente 10.000 km, Neptuno es un "océano" formado por agua, metano y amoníaco. Hay 8 satélites moviéndose alrededor de Neptuno. El más grande de ellos es Tritón. Este planeta lleva el nombre del antiguo dios romano del mar. Los científicos calcularon la ubicación de Neptuno, y solo entonces se descubrió con un telescopio en 1864.
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Marte Sol Mercurio Saturno Venus Urano Tierra Neptuno Júpiter Marte Plutón Marte es el cuarto planeta desde el Sol. Cualitativamente nuevo nivel La exploración de Marte comenzó en 1965, cuando comenzaron a utilizarse naves espaciales con estos fines, que primero dieron la vuelta al planeta y luego (desde 1971) descendieron a su superficie. El manto de Marte está enriquecido en sulfuro de hierro, del cual también se han encontrado cantidades apreciables en las rocas superficiales estudiadas. El planeta obtuvo su nombre en honor al antiguo dios romano de la guerra. El cambio de estaciones se nota en el planeta. Tiene dos satélites.
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Plutón Sol Mercurio Saturno Venus Urano Tierra Neptuno Júpiter Marte Plutón Plutón es el noveno planeta más grande desde el Sol en el sistema solar. En 1930, Clyde Thombaug descubrió a Plutón cerca de una de las regiones previstas por los cálculos teóricos. La masa de Plutón, sin embargo, es tan pequeña que el descubrimiento se hizo por accidente como resultado de una intensa exploración de la parte del cielo sobre la que las predicciones habían llamado la atención. Plutón está unas 40 veces más lejos del Sol que la Tierra. Plutón pasa casi 250 años terrestres por revolución alrededor del Sol. Desde el descubrimiento, aún no ha logrado hacer una sola revolución completa.
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Lo más, lo más, lo más...
Mercurio es el planeta más cercano al sol Plutón es el planeta más alejado del sol En Venus la temperatura superficial más alta Solo en la Tierra hay vida En Venus, un día es más largo que un año Júpiter es el planeta más grande Saturno tiene la mayor cantidad de satélites Plutón es el planeta más pequeño Júpiter es el planeta más "frío" Saturno tiene la apariencia más inusual y colorida.
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preguntas de examen
¿Nombra el planeta más grande? ¿Nombra el planeta más pequeño? ¿El planeta más cercano al sol? ¿Un planeta donde existe vida? ¿El planeta que fue descubierto por primera vez con un telescopio? ¿Qué planeta lleva el nombre del dios de la guerra? ¿Qué planeta tiene los anillos más brillantes? Cuerpo celestial, emitiendo luz¿y cálido? ¿Qué planeta lleva el nombre de la diosa de la guerra y la belleza? El planeta que fue descubierto "en la punta de la pluma" respuesta
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Presentación sobre el tema:
diapositiva número 1
Descripción de la diapositiva:
diapositiva número 2
Descripción de la diapositiva:
Ahora la mayoría de la gente da por sentado que el sol está en el centro del sistema solar, pero el concepto heliocéntrico no apareció de inmediato. En el siglo II d.C. Claudio Ptolomeo propuso un modelo con la Tierra en el centro (geocéntrico). Según su modelo, la Tierra y otros planetas están estacionarios y el sol gira alrededor de ellos en una órbita elíptica. El sistema ptolemaico fue considerado correcto por los astrónomos y la religión durante varios cientos de años. No fue hasta el siglo XVII que Nicolaus Copernicus desarrolló un modelo para la estructura del sistema solar, en el que el sol estaba en el centro en lugar de la Tierra. El nuevo modelo fue rechazado por la iglesia pero poco a poco fue ganando terreno porque explicaba mejor los fenómenos observados. Curiosamente, las medidas iniciales de Copérnico no eran más precisas que las de Ptolomeo, solo que tenían mucho más sentido.
diapositiva número 3
Descripción de la diapositiva:
diapositiva número 4
Descripción de la diapositiva:
diapositiva número 5
Descripción de la diapositiva:
SISTEMA SOLAR El sistema solar es un grupo de cuerpos astronómicos, incluida la Tierra, que orbitan y están unidos gravitacionalmente a una estrella llamada Sol. El séquito del Sol incluye nueve planetas, aproximadamente 50 satélites, más de 1000 cometas observados y miles de cuerpos más pequeños conocidos como asteroides y meteoritos.
diapositiva número 6
Descripción de la diapositiva:
El Sol El Sol es el cuerpo celeste central del sistema solar. Esta estrella es una bola caliente: yo mismo estoy cerca de la Tierra. Su diámetro es 109 veces el diámetro de la Tierra. Se encuentra a una distancia de 150 millones de km de la Tierra. La temperatura en su interior alcanza los 15 millones de grados. La masa del Sol es 750 veces mayor que la masa de todos los planetas que se mueven a su alrededor combinados.
diapositiva número 7
Descripción de la diapositiva:
Júpiter Júpiter es el quinto planeta desde el Sol y el planeta más grande del sistema solar. Júpiter tiene 16 satélites, así como un anillo de unos 6 mil km de ancho, casi adyacente al planeta. Júpiter no tiene una superficie sólida, los científicos sugieren que es líquida o incluso gaseosa. Debido a la gran distancia del Sol, la temperatura en la superficie de este planeta es de -130 grados.
diapositiva número 8
Descripción de la diapositiva:
Mercurio Mercurio es el planeta más cercano al Sol. La superficie de Mercurio, cubierta de material tipo basalto, es bastante oscura, muy similar a la superficie de la Luna. Junto a los cráteres (generalmente menos profundos que en la Luna), hay colinas y valles. La altura de las montañas puede alcanzar los 4 Km. Sobre la superficie de Mercurio hay rastros de una atmósfera muy enrarecida que contiene, además de helio, también hidrógeno, dióxido de carbono, carbono, oxígeno y gases nobles (argón, neón). La proximidad del Sol hace que la superficie del planeta se caliente hasta +400 grados.
diapositiva número 9
Descripción de la diapositiva:
Saturno Saturno, el sexto planeta desde el Sol, el segundo planeta más grande del sistema solar después de Júpiter; se refiere a los planetas gigantes, se compone principalmente de gases. Casi el 100% de su masa está compuesta de gas hidrógeno y helio. La temperatura de la superficie se acerca a los -170 grados. El planeta no tiene una superficie sólida clara, las observaciones ópticas se ven obstaculizadas por la opacidad de la atmósfera. Saturno tiene un número récord de satélites, ahora se conocen alrededor de 30. Se cree que los anillos están formados por varias partículas, potasio, bloques de varios tamaños, cubiertos de hielo, nieve y escarcha.
diapositiva número 10
Descripción de la diapositiva:
Venus Venus, el segundo planeta desde el Sol, es el gemelo de la Tierra en el sistema solar. Los dos planetas tienen aproximadamente el mismo diámetro, masa, densidad y composición del suelo. En la superficie de Venus se encontraron cráteres, fallas y otros signos de intensos procesos tectónicos. Venus es el único planeta del sistema solar cuya propia rotación es opuesta a la dirección de su revolución alrededor del Sol. Venus no tiene satélites. En el cielo, brilla más que todas las estrellas y es claramente visible a simple vista. La temperatura en la superficie es +5000, porque una atmósfera compuesta principalmente de CO2
diapositiva número 11
Descripción de la diapositiva:
Urano Urano, el séptimo planeta desde el Sol, es uno de los planetas gigantes. Durante muchos siglos, los astrónomos de la Tierra conocían solo cinco "estrellas errantes": los planetas. 1781 estuvo marcado por el descubrimiento de otro planeta, llamado Urano, que fue el primero en ser descubierto usando un telescopio. Urano tiene 18 lunas. La atmósfera de Urano está compuesta principalmente de hidrógeno, helio y metano.
diapositiva número 12
Descripción de la diapositiva:
La Tierra es el tercer planeta desde el Sol. La Tierra es el único planeta del sistema solar con una atmósfera rica en oxígeno. Gracias a sus condiciones naturales únicas en el Universo, se ha convertido en un lugar donde se originó y desarrolló la vida orgánica. Según los conceptos modernos, la Tierra se formó hace aproximadamente 4600 a 4700 millones de años a partir de una nube protoplanetaria capturada por la atracción del Sol. La formación de la primera y más antigua de las rocas estudiadas tomó entre 100 y 200 millones de años. ____
diapositiva número 13
Descripción de la diapositiva:
Con base en estudios sísmicos, la Tierra se divide convencionalmente en tres regiones: corteza, manto y núcleo (en el centro). La capa exterior (corteza) tiene un espesor medio de unos 35 km. Hasta una profundidad de unos 35 a 2885 km, se extiende el manto de la Tierra, también llamado capa de silicato. Está separado de la corteza por un borde afilado. Otro límite entre el manto y el núcleo externo detectado por métodos sísmicos se encuentra a una profundidad de 2775 km. Finalmente, a profundidades superiores a 5120 km hay un núcleo interno sólido, que representa el 1,7% de la masa de la Tierra.
diapositiva número 14
Descripción de la diapositiva:
La Tierra gira alrededor de su propio eje en 23 horas 56 minutos 4,1 segundos. La velocidad lineal de la superficie de la Tierra en el ecuador es de unos 465 m/s. El eje de rotación está inclinado con respecto al plano de la eclíptica en un ángulo de 66 ° 33 "22". Esta inclinación y la revolución anual de la Tierra alrededor del Sol determinan el cambio de estaciones, que es extremadamente importante para el clima de la Tierra, y su propia rotación - el cambio de día y noche.
Descripción de la diapositiva:
Neptuno Neptuno es el octavo planeta desde el Sol. Tiene un campo magnético. Los astrónomos creen que debajo de la atmósfera, a una profundidad de unos 10.000 km, Neptuno es un "océano" formado por agua, metano y amoníaco. Hay 8 satélites moviéndose alrededor de Neptuno. El más grande de ellos es Tritón. Este planeta lleva el nombre del antiguo dios romano del mar. Los científicos calcularon la ubicación de Neptuno, y solo entonces se descubrió con un telescopio en 1864.
diapositiva número 17
Descripción de la diapositiva:
Marte Marte es el cuarto planeta desde el Sol. Un nivel cualitativamente nuevo de exploración de Marte comenzó en 1965, cuando comenzaron a usarse naves espaciales para estos fines, que primero dieron la vuelta al planeta y luego (desde 1971) descendieron a su superficie. El manto de Marte está enriquecido en sulfuro de hierro, del cual también se han encontrado cantidades apreciables en las rocas superficiales estudiadas. El planeta obtuvo su nombre en honor al antiguo dios romano de la guerra. El cambio de estaciones se nota en el planeta. Tiene dos satélites.
diapositiva número 18
Descripción de la diapositiva:
Plutón Plutón es el noveno planeta más grande desde el Sol en el sistema solar. En 1930, Clyde Thombaug descubrió a Plutón cerca de una de las regiones previstas por los cálculos teóricos. La masa de Plutón, sin embargo, es tan pequeña que el descubrimiento se hizo por accidente como resultado de una intensa exploración de la parte del cielo sobre la que las predicciones habían llamado la atención. Plutón está unas 40 veces más lejos del Sol que la Tierra. Plutón pasa casi 250 años terrestres por revolución alrededor del Sol. Desde el descubrimiento, aún no ha logrado hacer una sola revolución completa.
diapositiva número 19
Descripción de la diapositiva:
Lo más, lo más, lo más... Mercurio es el planeta más cercano al sol Plutón es el planeta más alejado del sol En Venus la temperatura superficial más alta Solo en la Tierra hay vida En Venus, un día es más largo que un año Júpiter es el planeta más grande Saturno tiene la mayor número de satélites Plutón es el planeta más pequeño Júpiter es el más frío » El planeta Saturno tiene la apariencia más inusual y colorida.
diapositiva número 20
Descripción de la diapositiva:
Preguntas de prueba ¿Nombre el planeta más grande? ¿Nombre el planeta más pequeño? ¿El planeta más cercano al sol? ¿El planeta en el que existe vida? ¿El planeta que fue descubierto por primera vez con un telescopio? ¿Qué planeta recibió su nombre del dios de la guerra? ¿Qué planeta tiene el ¿Los anillos más brillantes? ¿Un cuerpo celeste que irradia luz y calor? ¿Qué planeta lleva el nombre de la diosa de la guerra y la belleza? ¿Un planeta descubierto "en la punta de un bolígrafo"?
diapositiva número 21
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Contenido
8. Nuestra Galaxia
1. Estructura y composición del sistema solar. Dos grupos de planetas
Nuestra Tierra es uno de los 8 planetas principales que giran alrededor del Sol. Es en el Sol donde se concentra la mayor parte de la materia del sistema solar. La masa del Sol es 750 veces la masa de todos los planetas y 330.000 veces la masa de la Tierra. Bajo la influencia de la fuerza de su atracción, los planetas y todos los demás cuerpos del sistema solar se mueven alrededor del sol.
Las distancias entre el Sol y los planetas son muchas veces mayores que su tamaño, y es casi imposible dibujar un diagrama que observe una sola escala para el Sol, los planetas y las distancias entre ellos. El diámetro del Sol es 109 veces mayor que el de la Tierra, y la distancia entre ellos es aproximadamente el mismo número de veces que el diámetro del Sol. Además, la distancia del Sol al último planeta del sistema solar (Neptuno) es 30 veces mayor que la distancia a la Tierra. Si representamos a nuestro planeta como un círculo con un diámetro de 1 mm, entonces el Sol estará a una distancia de aproximadamente 11 m de la Tierra, y su diámetro será de aproximadamente 11 cm. La órbita de Neptuno se mostrará como un círculo con un radio de 330 m Por lo tanto, generalmente no dan un diagrama moderno del sistema solar, sino solo un dibujo del libro de Copérnico "Sobre la circulación de los círculos celestes" con otras proporciones muy aproximadas.
Por características físicas los planetas principales se dividen en dos grupos. Uno de ellos, los planetas del grupo terrestre, es la Tierra y Mercurio, Venus y Marte similares. El segundo incluye los planetas gigantes: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno (Tabla 1).
tabla 1
Ubicación y características físicas de los principales planetas.
Hasta 2006, Plutón era considerado el planeta más grande y más alejado del Sol. Ahora, junto con otros objetos de tamaño similar, grandes asteroides conocidos desde hace mucho tiempo (ver § 4) y objetos descubiertos en las afueras del sistema solar, se encuentra entre los planetas enanos.
La división de los planetas en grupos se puede rastrear por tres características (masa, presión, rotación), pero más claramente por la densidad. Los planetas que pertenecen al mismo grupo difieren insignificantemente en densidad, mientras que la densidad promedio de los planetas terrestres es aproximadamente 5 veces mayor que la densidad promedio de los planetas gigantes (ver Tabla 1).
La mayor parte de la masa de los planetas terrestres es materia sólida. La Tierra y otros planetas terrestres están compuestos de óxidos y otros compuestos pesados. elementos químicos A: hierro, magnesio, aluminio y otros metales, así como silicio y otros no metales. Los cuatro elementos más abundantes en la capa sólida de nuestro planeta (litosfera) -hierro, oxígeno, silicio y magnesio- representan más del 90% de su masa.
La baja densidad de los planetas gigantes (para Saturno es menor que la densidad del agua) se explica por el hecho de que se componen principalmente de hidrógeno y helio, que se encuentran predominantemente en estado gaseoso y líquido. Las atmósferas de estos planetas también contienen compuestos de hidrógeno: metano y amoníaco. Las diferencias entre los planetas de los dos grupos surgieron ya en la etapa de su formación (ver § 5).
De los planetas gigantes, Júpiter es el que mejor se estudia, en el que, incluso con un pequeño telescopio escolar, son visibles numerosas franjas oscuras y claras, que se extienden paralelas al ecuador del planeta. Así es como se ven las formaciones de nubes en su atmósfera, cuya temperatura es de solo -140 ° C, y la presión es aproximadamente la misma que en la superficie de la Tierra. El color marrón rojizo de las bandas aparentemente se debe al hecho de que, además de los cristales de amoníaco que forman la base de las nubes, contienen varias impurezas. Las imágenes tomadas por naves espaciales muestran rastros de procesos atmosféricos intensos ya veces persistentes. Entonces, durante más de 350 años, se ha observado en Júpiter un vórtice atmosférico, llamado Gran Mancha Roja. En la atmósfera terrestre, los ciclones y anticiclones existen en promedio durante aproximadamente una semana. Las corrientes atmosféricas y las nubes han sido registradas por naves espaciales en otros planetas gigantes, aunque están menos desarrolladas que en Júpiter.
Estructura. Se supone que a medida que se acerca al centro de los planetas gigantes, debido a un aumento de la presión, el hidrógeno debe pasar de un estado gaseoso a otro gaseoso, en el que coexisten sus fases gaseosa y líquida. En el centro de Júpiter, la presión es millones de veces mayor que Presión atmosférica que existe en la Tierra, y el hidrógeno adquiere propiedades propias de los metales. En las profundidades de Júpiter, el hidrógeno metálico, junto con los silicatos y los metales, forma un núcleo, que es aproximadamente 1,5 veces más grande en tamaño y entre 10 y 15 veces más grande en masa que la Tierra.
Peso. Cualquiera de los planetas gigantes supera en masa a todos los planetas terrestres combinados. El planeta más grande del sistema solar: Júpiter es más grande que el planeta más grande del grupo terrestre: la Tierra por 11 veces en diámetro y más de 300 veces en masa.
Rotación. Las diferencias entre los planetas de los dos grupos también se manifiestan en el hecho de que los planetas gigantes giran más rápido alrededor del eje, y en el número de satélites: solo hay 3 satélites para 4 planetas terrestres, más de 120 para 4 planetas gigantes. Todos estos satélites consisten en las mismas sustancias, como los planetas del grupo terrestre: silicatos, óxidos y sulfuros de metales, etc., así como agua (o agua-amoníaco) hielo. Además de numerosos cráteres de origen meteorítico, en la superficie de muchos satélites se han encontrado fallas tectónicas y grietas en su corteza o cubierta de hielo. El descubrimiento de una docena de volcanes activos en el satélite más cercano a Júpiter, Io, resultó ser el más sorprendente. Esta es la primera observación confiable de actividad volcánica de tipo terrestre fuera de nuestro planeta.
Además de los satélites, los planetas gigantes también tienen anillos, que son grupos de cuerpos pequeños. Son tan pequeños que no se pueden ver individualmente. Debido a su circulación alrededor del planeta, los anillos parecen ser continuos, aunque tanto la superficie del planeta como las estrellas brillan a través de los anillos de Saturno, por ejemplo. Los anillos están ubicados muy cerca del planeta, donde no pueden existir grandes satélites.
2. Planetas del grupo terrestre. Sistema Tierra-Luna
Debido a la presencia de un satélite, la Luna, la Tierra a menudo se denomina planeta doble. Esto enfatiza tanto la similitud de su origen como la rara proporción de las masas del planeta y su satélite: la Luna es solo 81 veces más pequeña que la Tierra.
Se dará información suficientemente detallada sobre la naturaleza de la Tierra en capítulos posteriores del libro de texto. Por tanto, aquí hablaremos del resto de planetas del grupo terrestre, comparándolos con el nuestro, y de la Luna, que, aunque es sólo un satélite de la Tierra, por su naturaleza pertenece a los cuerpos de tipo planetario.
A pesar del origen común, la naturaleza de la luna es significativamente diferente a la de la tierra, que está determinada por su masa y tamaño. Debido al hecho de que la fuerza de la gravedad en la superficie de la Luna es 6 veces menor que en la superficie de la Tierra, es mucho más fácil que las moléculas de gas abandonen la Luna. Por lo tanto, nuestro satélite natural carece de una atmósfera e hidrosfera notables.
La ausencia de atmósfera y la lenta rotación alrededor del eje (un día en la Luna equivale a un mes terrestre) conducen a que durante el día la superficie de la Luna se caliente hasta 120 °C, y se enfríe hasta -170 °C por la noche. Debido a la ausencia de atmósfera, la superficie lunar está sujeta a un constante “bombardeo” de meteoritos y micrometeoritos más pequeños que caen sobre ella a velocidades cósmicas (decenas de kilómetros por segundo). Como resultado, toda la Luna está cubierta con una capa de sustancia finamente dividida: regolito. Tal como lo describen los astronautas estadounidenses que han estado en la Luna, y como muestran las fotografías de las huellas de los rovers lunares, en términos de sus propiedades físicas y mecánicas (tamaño de las partículas, resistencia, etc.), el regolito es similar a la arena húmeda.
Cuando grandes cuerpos caen sobre la superficie de la Luna, se forman cráteres de hasta 200 km de diámetro. Los cráteres de metros e incluso centímetros de diámetro son claramente visibles en las panorámicas de la superficie lunar obtenidas desde naves espaciales.
En condiciones de laboratorio, se estudiaron en detalle muestras de rocas entregadas por nuestras estaciones automáticas "Luna" y astronautas estadounidenses que visitaron la Luna en la nave espacial Apolo. Esto permitió obtener información más completa que en el análisis de las rocas de Marte y Venus, que se llevó a cabo directamente en la superficie de estos planetas. Las rocas lunares tienen una composición similar a las rocas terrestres, como basaltos, noritas y anortositas. El conjunto de minerales en las rocas lunares es más pobre que en las terrestres, pero más rico que en los meteoritos. Nuestro satélite no tiene ni ha tenido nunca una hidrosfera o una atmósfera de la misma composición que en la Tierra. Por lo tanto, no hay minerales que puedan formarse en el medio acuático y en presencia de oxígeno libre. Las rocas lunares están empobrecidas en elementos volátiles en comparación con las terrestres, pero se distinguen por un mayor contenido de óxidos de hierro y aluminio y, en algunos casos, titanio, potasio, elementos de tierras raras y fósforo. No se han encontrado señales de vida en la Luna, ni siquiera en forma de microorganismos o compuestos orgánicos.
Las áreas claras de la Luna, los "continentes" y las más oscuras, los "mares" difieren no solo en apariencia, sino también en relieve, historia geológica y composición química de la sustancia que los cubre. En la superficie más joven de los "mares", cubierta de lava solidificada, hay menos cráteres que en la superficie más antigua de los "continentes". EN varias partes En la luna, se notan formas de relieve como grietas, a lo largo de las cuales la corteza se desplaza vertical y horizontalmente. En este caso, solo se forman montañas de tipo falla, y en la Luna no hay montañas plegadas, tan típicas de nuestro planeta.
La ausencia de procesos de erosión y meteorización en la Luna nos permite considerarla como una especie de reserva geológica, donde todas las formas del relieve que han surgido durante este tiempo se han conservado durante millones y miles de millones de años. Así, el estudio de la luna permite comprender procesos geológicos que tuvo lugar en la Tierra en un pasado lejano, del cual no quedan rastros en nuestro planeta.
3. Nuestros vecinos son Mercurio, Venus y Marte
Las capas de la Tierra, la atmósfera, la hidrosfera y la litosfera, corresponden a tres estados agregados de la materia: sólido, líquido y gaseoso. La presencia de una litosfera. característica distintiva todos los planetas terrestres. Puede comparar las litosferas por estructura utilizando la Figura 1 y la atmósfera, utilizando la Tabla 2.
Tabla 2
Características de las atmósferas de los planetas terrestres (Mercurio no tiene atmósfera)
Arroz. 1. La estructura interna de los planetas terrestres
Se supone que las atmósferas de Marte y Venus han conservado en gran medida la composición química primaria que alguna vez tuvo la atmósfera de la Tierra. Durante millones de años, el contenido de dióxido de carbono en la atmósfera terrestre ha disminuido en gran medida y el oxígeno ha aumentado. Esto se debe a la disolución de dióxido de carbono en los cuerpos de agua terrestres, que, aparentemente, nunca se congelaron, así como a la liberación de oxígeno de la vegetación que apareció en la Tierra. Ni en Venus ni en Marte ocurrieron tales procesos. Además, los estudios modernos de las características del intercambio de dióxido de carbono entre la atmósfera y la tierra (con la participación de la hidrosfera) pueden explicar por qué Venus perdió su agua, Marte se congeló y la Tierra permaneció apta para el desarrollo de la vida. Entonces, la existencia de vida en nuestro planeta probablemente se explica no solo por su ubicación a una distancia favorable del Sol.
La presencia de la hidrosfera es una característica única de nuestro planeta, que le permitió formar la composición moderna de la atmósfera y brindar las condiciones para el surgimiento y desarrollo de la vida en la Tierra.
Mercurio. Este planeta, el más pequeño y el más cercano al Sol, es en muchos aspectos similar a la Luna, en la que Mercurio es sólo un poco más grande en tamaño. Además de en la Luna, los objetos más numerosos y característicos son los cráteres de meteoritos, en la superficie del planeta hay tierras bajas bastante uniformes - "mares" y colinas irregulares - "continentes". La estructura y propiedades de la capa superficial también son similares a las de la luna.
Debido a la ausencia casi total de atmósfera, las caídas de temperatura en la superficie del planeta durante los largos días de "Mercurio" (176 días terrestres) son aún más significativas que en la Luna: de 450 a -180 °C.
Venus. Las dimensiones y la masa de este planeta son similares a las de la Tierra, pero las características de su naturaleza son significativamente diferentes. El estudio de la superficie de Venus, oculta al observador por una capa permanente de nubes, se ha hecho posible solo en las últimas décadas gracias al radar y la tecnología espacial y de cohetes.
En términos de concentración de partículas, la capa de nubes de Venus, cuyo límite superior se encuentra a una altitud de unos 65 km, se asemeja a una niebla terrestre con una visibilidad de varios kilómetros. Las nubes pueden consistir en gotas de ácido sulfúrico concentrado, sus cristales y partículas de azufre. Para radiación solar estas nubes son lo suficientemente transparentes como para que la iluminación en la superficie de Venus sea casi la misma que en la Tierra en un día nublado.
Por encima de las regiones bajas de la superficie de Venus, que ocupan la mayor parte de su área, se elevan vastas mesetas de varios kilómetros, aproximadamente del mismo tamaño que el Tíbet. Las cadenas montañosas ubicadas en ellos tienen una altura de 7 a 8 km, y las más altas tienen hasta 12 km. En estas áreas hay rastros de actividad tectónica y volcánica, el cráter volcánico más grande tiene un diámetro de algo menos de 100 km. En Venus se han descubierto muchos cráteres de meteoritos con un diámetro de 10 a 80 km.
Prácticamente no hay fluctuaciones diarias de temperatura en Venus, su atmósfera retiene bien el calor incluso en condiciones de días largos (el planeta hace una rotación alrededor de su eje en 240 días). Esto se ve facilitado por el efecto invernadero: la atmósfera, a pesar de la capa nubosa, deja pasar una cantidad suficiente de luz solar y la superficie del planeta se calienta. Sin embargo, la radiación térmica (infrarroja) de una superficie calentada es absorbida en gran medida por el dióxido de carbono contenido en la atmósfera y las nubes. Debido a este peculiar régimen térmico, la temperatura en la superficie de Venus es más alta que en Mercurio, que se encuentra más cerca del Sol, y alcanza los 470 °C. Las manifestaciones del efecto invernadero, aunque en menor medida, también son perceptibles en la Tierra: en clima nublado por la noche, el suelo y el aire no se enfrían tan intensamente como en un cielo claro y sin nubes, cuando pueden ocurrir heladas nocturnas (Fig. 2).
Arroz. 2. Esquema del efecto invernadero
Marte. En la superficie de este planeta, se pueden distinguir grandes depresiones (más de 2000 km de diámetro) - "mares" y áreas elevadas - "continentes". En su superficie, junto con numerosos cráteres de meteoritos, se encontraron conos volcánicos gigantes de 15 a 20 km de altura, cuyo diámetro de base alcanza los 500 a 600 km. Se cree que la actividad de estos volcanes cesó hace solo unos cientos de millones de años. De otras formas de relieve, se notaron cadenas montañosas, sistemas de grietas en la corteza, enormes cañones e incluso objetos similares a los lechos de ríos secos. Los pedregales son visibles en las laderas, hay zonas ocupadas por dunas. Todos estos y otros rastros de la erosión atmosférica confirmaron las suposiciones sobre las tormentas de polvo en Marte.
Los estudios de composición química del suelo marciano, realizados por las estaciones automáticas Viking, mostraron un alto contenido de silicio (hasta un 20%) y hierro (hasta un 14%) en estas rocas. En concreto, el color rojizo de la superficie de Marte, como era de esperar, se debe a la presencia de óxidos de hierro en forma de un mineral tan conocido en la Tierra como la limonita.
Las condiciones naturales en Marte son muy duras: la temperatura promedio en su superficie es de solo -60 ° C y es extremadamente raramente positiva. En los polos de Marte, la temperatura desciende a -125 ° C, a la que no solo se congela el agua, sino que incluso el dióxido de carbono se convierte en hielo seco. Aparentemente, los casquetes polares de Marte consisten en una mezcla de hielo ordinario y seco. Debido a los cambios de estación, cada una de aproximadamente el doble que en la Tierra, los casquetes polares se están derritiendo, el dióxido de carbono se libera a la atmósfera y su presión aumenta. La caída de presión crea condiciones para fuertes vientos, cuya velocidad puede superar los 100 m/s, y la aparición de tormentas de polvo. Hay poca agua en la atmósfera de Marte, pero es probable que sus importantes reservas se concentren en una capa de permafrost, similar a la que existe en las regiones frías del globo.
4. Cuerpos pequeños del sistema solar
Además de los grandes planetas, también circulan alrededor del Sol pequeños cuerpos del sistema solar: muchos pequeños planetas y cometas.
En total, hasta la fecha se han descubierto más de 100 mil pequeños planetas, que también son llamados asteroides (star-like), porque debido a su pequeño tamaño son visibles incluso a través de un telescopio como puntos luminosos similares a estrellas. Hasta hace poco tiempo se creía que todos se mueven principalmente entre las órbitas de Marte y Júpiter, formando el llamado cinturón de asteroides. El objeto más grande entre ellos es Ceres, que tiene un diámetro de unos 1000 km (Fig. 3). Se cree que el número total de pequeños planetas de más de 1 km en este cinturón puede llegar a 1 millón, pero incluso en este caso, su masa total es 1000 veces menor que la masa de la Tierra.
Arroz. 3. Tamaños comparativos de los asteroides más grandes
No existen diferencias fundamentales entre los asteroides que observamos en el espacio exterior con un telescopio y los meteoritos que caen en manos humanas después de caer del espacio exterior a la Tierra. Los meteoritos no representan ninguna clase especial de cuerpos cósmicos, son fragmentos de asteroides. Pueden moverse durante cientos de millones de años en sus órbitas alrededor del Sol, como el resto de cuerpos más grandes del sistema solar. Pero si sus órbitas se cruzan con la órbita de la Tierra, caen sobre nuestro planeta como meteoritos.
El desarrollo de medios de observación, en particular la instalación de instrumentos en naves espaciales, permitió establecer que muchos cuerpos que varían en tamaño de 5 a 50 m (hasta 4 por mes) vuelan en las cercanías de la Tierra. Hasta la fecha se conocen unos 20 cuerpos del tamaño de asteroides (desde 50 ma 5 km), cuyas órbitas pasan cerca de nuestro planeta. Las preocupaciones sobre una posible colisión de tales cuerpos con la Tierra aumentaron significativamente después de la caída del cometa Shoemaker-Levy 9 en Júpiter en julio de 1995. Probablemente todavía no haya ninguna razón particular para creer que el número de colisiones con la Tierra puede aumentar notablemente (después de todo, las "reservas" de materia meteorítica en el espacio interplanetario se agotan gradualmente). De las colisiones que tuvieron consecuencias catastróficas, sólo se puede nombrar la caída en 1908 del meteorito de Tunguska, objeto que, según los conceptos modernos, era el núcleo de un pequeño cometa.
Con la ayuda de naves espaciales, fue posible obtener imágenes de algunos planetas menores desde una distancia de varias decenas de miles de kilómetros. Como era de esperar, las rocas que componen su superficie resultaron ser similares a las que son comunes en la Tierra y la Luna, en particular, se encontraron olivino y piroxeno. Se ha confirmado la idea de que los pequeños asteroides tienen una forma irregular y su superficie está salpicada de cráteres. Así, las dimensiones de Gaspra son 19x12x11 km. Cerca del asteroide Ida (dimensiones 56x28x28 km), se encontró un satélite de unos 1,5 km de tamaño a una distancia de unos 100 km de su centro. Alrededor de 50 asteroides son sospechosos de tal "dualidad".
Los estudios realizados durante los últimos 10 a 15 años han confirmado las suposiciones hechas anteriormente sobre la existencia de otro cinturón de cuerpos pequeños en el sistema solar. Aquí, más allá de la órbita de Neptuno, ya se han descubierto más de 800 objetos con un diámetro de 100 a 800 km, algunos de ellos mayores de 2000 km. Después de todos estos descubrimientos, Plutón, cuyo diámetro es de 2400 km, fue privado del estatus de gran planeta del sistema solar. Se supone que la masa total de los objetos "más allá de Neptuno" puede ser igual a la masa de la Tierra. Estos cuerpos probablemente contienen una cantidad significativa de hielo en su composición y se parecen más a los núcleos de los cometas que a los asteroides ubicados entre Marte y Júpiter.
Los cometas, que debido a su apariencia inusual (la presencia de una cola), han atraído la atención de todas las personas desde la antigüedad, no pertenecen accidentalmente a los cuerpos pequeños del sistema solar. A pesar del impresionante tamaño de la cola, que puede superar los 100 millones de kilómetros de longitud, y de la cabeza, que puede superar el diámetro del Sol, los cometas son llamados con razón "nada visible". Hay muy poca sustancia en el cometa, casi toda está concentrada en el núcleo, que es un pequeño bloque de nieve-hielo (según los estándares del espacio) intercalado con pequeñas partículas sólidas de diversa composición química. Por lo tanto, el núcleo de uno de los cometas más famosos, el cometa Halley, que fue fotografiado en 1986 por la nave espacial Vega, tiene solo 14 km de largo, y su ancho y espesor son la mitad. Este "montaña de nieve sucia de marzo", como se suele llamar a los núcleos de los cometas, contiene tanta agua congelada como la capa de nieve que cayó en un invierno en el territorio de la región de Moscú.
Los cometas se distinguen de otros cuerpos del sistema solar principalmente por lo inesperado de su aparición, sobre lo cual A. S. Pushkin escribió una vez: "Como un cometa ilegal en el círculo de luminarias calculadas ..."
Una vez más nos convencieron de esto los acontecimientos de los últimos años, cuando en 1996 y 1997. Aparecieron dos cometas muy brillantes, visibles incluso a simple vista. Por tradición, llevan el nombre de quienes los descubrieron: el astrónomo aficionado japonés Hyakutaka y dos estadounidenses, Hale y Bopp. Estos cometas brillantes suelen aparecer una vez cada 10 o 15 años (los que solo son visibles a través de un telescopio se observan anualmente entre 15 y 20 años). Se supone que hay varias decenas de miles de millones de cometas en el sistema solar y que el sistema solar está rodeado por una o incluso varias nubes de cometas que se mueven alrededor del sol a distancias miles y decenas de miles de veces mayores que la distancia a el planeta más distante Neptuno. Allí, en este refrigerador cósmico seguro, los núcleos de los cometas se han "almacenado" durante miles de millones de años desde la formación del sistema solar.
A medida que el núcleo del cometa se acerca al Sol, se calienta y pierde gases y partículas sólidas. Gradualmente, el núcleo se rompe en fragmentos cada vez más pequeños. Las partículas que formaban parte de él comienzan a girar alrededor del Sol en sus órbitas, cercanas a aquella por la que se desplazó el cometa que dio origen a esta lluvia de meteoros. Cuando las partículas de esta corriente se encuentran en el camino de nuestro planeta, luego, al caer en su atmósfera con velocidad cósmica, estallan en forma de meteoros. El polvo que queda después de la destrucción de tal partícula se deposita gradualmente en la superficie de la Tierra.
Al chocar con el Sol o con grandes planetas, los cometas "mueren". Se notaron repetidamente casos cuando, al moverse en el espacio interplanetario, los núcleos de los cometas se dividieron en varias partes. Aparentemente, el cometa Halley no escapó a este destino.
Las características de la naturaleza física de los planetas, asteroides y cometas encuentran una explicación bastante buena sobre la base de las ideas cosmogónicas modernas, lo que nos permite considerar el sistema solar como un complejo de cuerpos que tienen un origen común.
5. Origen del sistema solar
Las rocas más antiguas encontradas en muestras de suelo lunar y meteoritos tienen unos 4.500 millones de años. Los cálculos de la edad del Sol dieron un valor cercano: 5 mil millones de años. En general, se acepta que todos los cuerpos que actualmente componen el sistema solar se formaron hace unos 4.500 a 5.000 millones de años.
Según la hipótesis más desarrollada, todos se formaron como resultado de la evolución de una enorme nube fría de gas y polvo. Esta hipótesis explica bastante bien muchas características de la estructura del sistema solar, en particular, las diferencias significativas entre los dos grupos de planetas.
En el transcurso de varios miles de millones de años, la nube misma y su materia constituyente cambiaron significativamente. Las partículas que componían esta nube giraban alrededor del Sol en una variedad de órbitas.
Como resultado de algunas colisiones, las partículas se destruyeron, mientras que en otras se combinaron en otras más grandes. Surgieron coágulos de materia más grandes: los embriones de futuros planetas y otros cuerpos.
El "bombardeo" de meteoritos de los planetas también puede considerarse una confirmación de estas ideas; de hecho, es una continuación del proceso que condujo a su formación en el pasado. En la actualidad, cuando cada vez queda menos materia de meteoritos en el espacio interplanetario, este proceso es mucho menos intenso que en las etapas iniciales de formación planetaria.
Al mismo tiempo, en la nube se produjo la redistribución de la materia y su diferenciación. Bajo la influencia de un fuerte calentamiento, los gases escaparon de la vecindad del Sol (principalmente los más comunes en el Universo: hidrógeno y helio) y solo quedaron partículas refractarias sólidas. A partir de esta sustancia, se formaron la Tierra, su satélite, la Luna, así como otros planetas del grupo terrestre.
Durante la formación de los planetas y posteriormente durante miles de millones de años, se produjeron en sus profundidades y en la superficie procesos de fusión, cristalización, oxidación y otros procesos físicos y químicos. Esto condujo a un cambio significativo en la composición y estructura original de la materia a partir de la cual se forman todos los cuerpos del sistema solar actualmente existentes.
Lejos del Sol, en la periferia de la nube, estos volátiles se congelaron en partículas de polvo. El contenido relativo de hidrógeno y helio resultó estar aumentado. A partir de esta sustancia, se formaron planetas gigantes, cuyo tamaño y masa superan significativamente a los planetas del grupo terrestre. Después de todo, el volumen de las partes periféricas de la nube era mayor y, por lo tanto, la masa de la sustancia a partir de la cual se formaron los planetas alejados del Sol también era mayor.
Datos sobre la naturaleza y composición química de los satélites de los planetas gigantes obtenidos en últimos años con la ayuda de naves espaciales, se convirtió en otra confirmación de la justicia ideas contemporáneas sobre el origen de los cuerpos del sistema solar. En condiciones en que el hidrógeno y el helio, que se habían ido a la periferia de la nube protoplanetaria, se convirtieron en parte de los planetas gigantes, sus satélites resultaron ser similares a la Luna y los planetas terrestres.
Sin embargo, no toda la materia de la nube protoplanetaria estaba incluida en la composición de los planetas y sus satélites. Muchos coágulos de su materia permanecieron tanto dentro del sistema planetario en forma de asteroides e incluso cuerpos más pequeños, como fuera de él en forma de núcleos de cometas.
El Sol, el cuerpo central del sistema solar, es un representante típico de las estrellas, los cuerpos más comunes del Universo. Como muchas otras estrellas, el Sol es una enorme bola de gas que se encuentra en equilibrio en su propio campo gravitatorio.
Desde la Tierra, vemos el Sol como un pequeño disco con un diámetro angular de aproximadamente 0,5°. Su borde define claramente el límite de la capa de la que proviene la luz. Esta capa del Sol se llama fotosfera (traducida del griego, la esfera de luz).
El sol emite al espacio exterior un colosal flujo de radiación, que determina en gran medida las condiciones en la superficie de los planetas y en el espacio interplanetario. La potencia de radiación total del Sol, su luminosidad es de 4 · 1023 kW. La tierra recibe sólo una dos mil millonésima parte de la radiación solar. Sin embargo, esto es suficiente para poner en movimiento enormes masas de aire en la atmósfera terrestre, para controlar el tiempo y el clima en el globo.
Las principales características físicas del Sol.
Masa (M) = 2 1030 kg.
Radio (R) = 7 108m.
Densidad media (p) = 1,4 103 kg/m3.
Aceleración de la gravedad (g) = 2,7 102 m/s2.
Con base en estos datos, usando la ley gravedad y la ecuación del estado gaseoso, se pueden calcular las condiciones en el interior del Sol. Dichos cálculos permiten obtener un modelo de un Sol "tranquilo". En este caso, se supone que en cada una de sus capas se observa la condición de equilibrio hidrostático: la acción de las fuerzas de presión interna del gas se equilibra con la acción de las fuerzas gravitatorias. Según datos modernos, la presión en el centro del Sol alcanza los 2 108 N/m2, y la densidad de la materia es mucho mayor que la densidad sólidos en condiciones terrestres: 1,5 105 kg/m3, es decir, 13 veces la densidad del plomo. Sin embargo, la aplicación de las leyes de los gases a la materia en este estado se justifica por el hecho de que está ionizada. El tamaño de los núcleos atómicos que han perdido sus electrones es unas 10.000 veces más pequeño que el tamaño del átomo mismo. Por lo tanto, los tamaños de las partículas en sí son insignificantemente pequeños en comparación con las distancias entre ellas. Esta condición, que debe cumplir un gas ideal, por la mezcla de núcleos y electrones que componen la materia del interior del Sol, se cumple, a pesar de su alta densidad. Este estado de la materia se llama plasma. Su temperatura en el centro del Sol alcanza unos 15 millones K.
A una temperatura tan alta, los protones que dominan la composición del plasma solar tienen velocidades tan altas que pueden vencer las fuerzas de repulsión electrostática e interactuar entre sí. Como resultado de esta interacción, se produce una reacción termonuclear: cuatro protones forman una partícula alfa, un núcleo de helio. La reacción va acompañada de la liberación de una cierta porción de energía, un cuanto gamma. Esta energía se transfiere del interior del Sol al exterior de dos formas: por radiación, es decir, por los propios cuantos, y por convección, es decir, por la materia.
La liberación de energía y su transferencia determinan la estructura interna del Sol: el núcleo es la zona central donde se producen las reacciones termonucleares, la zona de transferencia de energía por radiación y la zona exterior convectiva. Cada una de estas zonas ocupa aproximadamente 1/3 del radio solar (Fig. 4).
Arroz. 4. Estructura del Sol
Una consecuencia del movimiento convectivo de la materia en las capas superiores del Sol es un tipo peculiar de fotosfera: la granulación. La fotosfera, por así decirlo, consiste en granos individuales, gránulos, cuyo tamaño es en promedio varios cientos (hasta 1000) kilómetros. El gránulo es una corriente de gas caliente que se eleva. En los espacios oscuros entre los gránulos, hay un gas más frío que se hunde. Cada gránulo existe durante solo 5-10 minutos, luego aparece uno nuevo en su lugar, que difiere del anterior en forma y tamaño. Sin embargo, la imagen general observada no cambia.
La fotosfera es la capa más baja de la atmósfera del Sol. Debido a la energía procedente del interior del Sol, la sustancia de la fotosfera adquiere una temperatura de unos 6000 K. La fina capa (de unos 10.000 km) adyacente a ella se denomina cromosfera, por encima de la cual se extiende la corona solar durante decenas de radios solares (ver Fig. 4). La densidad de la materia en la corona disminuye gradualmente con la distancia al Sol, pero los flujos de plasma de la corona (viento solar) atraviesan todo el sistema planetario. Los principales componentes del viento solar son los protones y los electrones, que son mucho más pequeños que las partículas alfa (núcleos de helio) y otros iones.
Como regla general, se observan diversas manifestaciones de actividad solar en la atmósfera solar, cuya naturaleza está determinada por el comportamiento del plasma solar en un campo magnético: manchas, erupciones, prominencias, etc. Las más famosas son las manchas solares descubiertas. ya a principios del siglo XVII. durante las primeras observaciones con un telescopio. Posteriormente, resultó que aparecen manchas en esas regiones relativamente pequeñas del Sol que se distinguen por campos magnéticos muy fuertes.
Las manchas se observan primero como pequeñas manchas oscuras de 2000 a 3000 km de diámetro. La mayoría de ellos desaparecen en un día, pero algunos se multiplican por diez. Tales manchas pueden formar grandes grupos y existir, cambiando de forma y tamaño, durante varios meses, es decir, varias revoluciones del Sol. Los puntos grandes alrededor de la parte central más oscura (llamada la sombra) tienen una penumbra menos oscura. En el centro de la mancha, la temperatura de la sustancia baja a 4300 K. Sin duda, tal descenso de temperatura está asociado a la acción de un campo magnético, que interrumpe la convección normal e impide así la afluencia de energía desde abajo.
Las manifestaciones más poderosas de la actividad solar son las erupciones, durante las cuales a veces se libera energía de hasta 1025 J en unos pocos minutos (tal es la energía de alrededor de mil millones de bombas atómicas). Las llamaradas se observan como aumentos repentinos en el brillo de partes individuales del Sol en la región de la mancha solar. En términos de velocidad, un destello es similar a una explosión. La duración de los destellos fuertes alcanza un promedio de 3 horas, mientras que los destellos débiles duran solo 20 minutos. Las llamaradas también están asociadas con campos magnéticos, que cambian significativamente en esta región después de la llamarada (por regla general, se debilitan). Debido a la energía del campo magnético, el plasma puede calentarse a una temperatura de aproximadamente 10 millones de K. En este caso, la velocidad de sus flujos aumenta significativamente, alcanzando los 1000–1500 km/s, y la energía de los electrones y protones que componen el plasma aumenta. Debido a esta energía adicional, surge la emisión de bengalas ópticas, de rayos X, gamma y de radio.
Las corrientes de plasma formadas durante una llamarada alcanzan los alrededores de la Tierra en uno o dos días, provocando tormentas magnéticas y otros fenómenos geofísicos. Por ejemplo, durante fuertes destellos, la audibilidad de las transmisiones de radio de onda corta en todo el hemisferio iluminado de nuestro planeta prácticamente cesa.
Las mayores manifestaciones de actividad solar en términos de su escala son las prominencias observadas en la corona solar (ver Fig. 4): enormes nubes de gas en volumen, cuya masa puede alcanzar miles de millones de toneladas. Algunos de ellos ("calma") se asemejan a cortinas gigantes de 3 a 5 mil km de espesor, unos 10 mil km de alto y hasta 100 mil km de largo, sostenidas por columnas a lo largo de las cuales el gas fluye hacia abajo desde la corona. Cambian lentamente su forma y pueden existir durante varios meses. En muchos casos, en las prominencias, se observa un movimiento ordenado de racimos y chorros individuales a lo largo de trayectorias curvilíneas, que se asemejan a líneas de inducción de campo magnético en forma. Durante las erupciones, las partes individuales de las prominencias pueden elevarse a una velocidad de varios cientos de kilómetros por segundo a una altura enorme: hasta 1 millón de kilómetros, lo que excede el radio del Sol.
El número de manchas y prominencias solares, la frecuencia y la potencia de las erupciones solares cambian con cierta periodicidad, aunque no muy estricta; en promedio, este período es de aproximadamente 11,2 años. Existe una cierta conexión entre los procesos vitales de plantas y animales, el estado de salud humana, las anomalías meteorológicas y climáticas y otros fenómenos geofísicos y el nivel de actividad solar. Sin embargo, el mecanismo de la influencia de los procesos de actividad solar sobre los fenómenos terrestres aún no está del todo claro.
7. Estrellas
Nuestro Sol es correctamente llamado una estrella típica. Pero entre la enorme variedad del mundo de las estrellas, hay muchas que difieren muy significativamente de él en sus características físicas. Por lo tanto, una imagen más completa de las estrellas da la siguiente definición:
Una estrella es una masa de materia espacialmente aislada, unida gravitatoriamente, opaca a la radiación, en la que han ocurrido, están ocurriendo o ocurrirán reacciones termonucleares de conversión de hidrógeno en helio en una escala significativa.
La luminosidad de las estrellas. Podemos obtener toda la información sobre las estrellas solo a partir del estudio de la radiación que proviene de ellas. Más significativamente, las estrellas difieren entre sí en su luminosidad (potencia de radiación): algunas emiten energías varios millones de veces más que el Sol, otras cientos de miles de veces menos.
El sol nos parece el objeto más brillante del cielo solo porque está mucho más cerca que todas las demás estrellas. El más cercano de ellos, Alpha Centauri, se encuentra 270 mil veces más lejos de nosotros que el Sol. Si estás a tal distancia del Sol, se verá como las estrellas más brillantes de la constelación de la Osa Mayor.
La distancia de las estrellas. Debido al hecho de que las estrellas están muy lejos de nosotros, solo en la primera mitad del siglo XIX. logró detectar su paralaje anual y calcular la distancia. Incluso Aristóteles, y luego Copérnico, sabían qué observaciones de la posición de las estrellas debían hacerse para detectar su desplazamiento si la Tierra se mueve. Para ello, es necesario observar la posición de cualquier estrella desde dos puntos diametralmente opuestos de su órbita. Obviamente, la dirección de esta estrella cambiará durante este tiempo, y cuanto más, más cerca estará la estrella de nosotros. Entonces, este desplazamiento aparente (paraláctico) de una estrella servirá como una medida de su distancia.
La paralaje anual (p) generalmente se llama el ángulo en el que el radio (r) de la órbita de la Tierra es visible desde la estrella, perpendicular a la línea de visión (Fig. 5). Este ángulo es tan pequeño (menos de 1") que ni Aristóteles ni Copérnico pudieron detectarlo y medirlo, ya que estaban observando sin instrumentos ópticos.
Arroz. 5. Paralaje anual de estrellas
Las unidades de distancia a las estrellas son el parsec y el año luz.
Un parsec es la distancia a la que el paralaje de las estrellas es de 1 ". De ahí el nombre de esta unidad: par - de la palabra "paralaje", sec - de la palabra "segundo".
Un año luz es la distancia que recorre la luz a una velocidad de 300.000 km/s en 1 año.
1 pc (parsec) = 3,26 años luz.
Al determinar la distancia a la estrella y la cantidad de radiación que proviene de ella, puedes calcular su luminosidad.
Si organiza las estrellas en el diagrama de acuerdo con su luminosidad y temperatura, resulta que se pueden distinguir varios tipos (secuencias) de estrellas de acuerdo con estas características (Fig. 6): supergigantes, gigantes, secuencia principal, enanas blancas , etc. Nuestro Sol junto con muchas otras estrellas, pertenece a la secuencia principal de estrellas.
Arroz. 6. Diagrama "temperatura - luminosidad" para las estrellas más cercanas
La temperatura de las estrellas. La temperatura de las capas exteriores de la estrella, de donde proviene la radiación, se puede determinar a partir del espectro. Como saben, el color de un cuerpo calentado depende de su temperatura. En otras palabras, la posición de la longitud de onda, que representa la radiación máxima, cambia del extremo rojo al violeta del espectro al aumentar la temperatura. En consecuencia, la temperatura de las capas exteriores de la estrella puede determinarse a partir de la distribución de energía en el espectro. Al final resultó que, esta temperatura para varios tipos de estrellas oscila entre 2500 y 50 000 K.
A partir de la luminosidad y temperatura conocidas de una estrella, es posible calcular el área de su superficie luminosa y así determinar sus dimensiones. Resultó que las estrellas gigantes son cientos de veces más grandes que el Sol en diámetro, y las estrellas enanas son decenas y cientos de veces más pequeñas que él.
masa de estrellas. Al mismo tiempo, en peso, que es la característica más importante estrellas, difieren ligeramente del Sol. Entre las estrellas no hay ninguna que tenga una masa de 100 veces mas sol, y aquellos cuya masa es 10 veces menor que la del Sol.
Dependiendo de la masa y el tamaño de las estrellas, difieren en su estructura interna, aunque todos tienen aproximadamente la misma composición química (95-98% de su masa es hidrógeno y helio).
El sol existe desde hace varios miles de millones de años y ha cambiado poco durante este tiempo, ya que todavía tienen lugar reacciones termonucleares en sus profundidades, como resultado de lo cual se forma una partícula alfa (un núcleo de helio que consta de dos protones y dos neutrones) a partir de cuatro protones (núcleos de hidrógeno). Las estrellas más masivas utilizan sus reservas de hidrógeno mucho más rápido (en decenas de millones de años). Después del "quemado" del hidrógeno, comienzan las reacciones entre los núcleos de helio con la formación de un isótopo estable de carbono-12, así como otras reacciones, cuyos productos son oxígeno y una serie de elementos más pesados (sodio, azufre, magnesio, etc. .). Así, en las profundidades de las estrellas se forman los núcleos de muchos elementos químicos, hasta el hierro.
La formación de núcleos de elementos más pesados a partir de núcleos de hierro puede ocurrir solo con la absorción de energía, por lo tanto, se detienen más reacciones termonucleares. Para las estrellas más masivas, los fenómenos catastróficos ocurren en este momento: primero, una rápida compresión (colapso), y luego una poderosa explosión. Como resultado, la estrella primero aumenta significativamente de tamaño, su brillo aumenta decenas de millones de veces y luego arroja sus capas exteriores al espacio exterior. Este fenómeno se observa como una explosión de supernova, en cuyo lugar hay una pequeña estrella de neutrones que gira rápidamente: un púlsar.
Entonces, ahora sabemos que todos los elementos que componen nuestro planeta y toda la vida en él se formaron como resultado de las reacciones termonucleares que tienen lugar en las estrellas. Por lo tanto, las estrellas no solo son los objetos más comunes del Universo, sino también los más importantes para comprender los fenómenos y procesos que ocurren en la Tierra y más allá.
8. Nuestra Galaxia
Casi todos los objetos visibles a simple vista en el hemisferio norte del cielo estrellado forman un solo sistema de cuerpos celestes (principalmente estrellas) - nuestra Galaxia (Fig. 7).
Su detalle característico para un observador terrestre es la Vía Láctea, en la que incluso las primeras observaciones con telescopio permitieron distinguir muchas estrellas tenues. Como puedes ver por ti mismo en cualquier noche clara y sin luna, se extiende por el cielo como una ligera banda blanquecina de forma irregular. Probablemente, a alguien le recordó a un rastro de leche derramada, y por lo tanto, probablemente, no es casualidad que el término "galaxia" provenga de Palabra griega galaxis, que significa lechoso, lechoso.
No se incluye en la Galaxia solo un tenue punto de niebla, visible en la dirección de la constelación de Andrómeda y que se parece a la llama de una vela en forma: la Nebulosa de Andrómeda. Es otro sistema estelar similar al nuestro, distante de nosotros a una distancia de 2,3 millones de años luz.
Solo cuando, en 1923, varias de las estrellas más brillantes pudieron distinguirse en esta nebulosa, los científicos finalmente se convencieron de que no se trataba solo de una nebulosa, sino de otra galaxia. Este evento también puede considerarse el "descubrimiento" de nuestra Galaxia. Y en el futuro, el éxito en su estudio se asoció en gran medida con el estudio de otras galaxias.
Nuestro conocimiento del tamaño, composición y estructura de la Galaxia se ha obtenido principalmente en el último medio siglo. El diámetro de nuestra Galaxia es de unos 100 mil años luz (unos 30 mil parsecs). El número de estrellas es de unos 150 mil millones y constituyen el 98% de su masa total. El 2% restante es materia interestelar en forma de gas y polvo.
Las estrellas forman cúmulos de varias formas y números de objetos, esféricos y dispersos. Hay relativamente pocas estrellas en los cúmulos abiertos, desde varias decenas hasta varios miles. El cúmulo abierto más famoso es el de las Pléyades, visible en la constelación de Tauro. En la misma constelación están las Hyades, un triángulo de estrellas débiles cerca de la brillante Aldebarán. Algunas de las estrellas pertenecientes a la constelación Ursa Major también forman un cúmulo abierto. Casi todos los cúmulos de este tipo son visibles cerca de la Vía Láctea.
Los cúmulos estelares globulares contienen cientos de miles e incluso millones de estrellas. Solo dos de ellos, en las constelaciones de Sagitario y Hércules, apenas se pueden ver a simple vista. Los cúmulos globulares se distribuyen en la Galaxia de forma diferente: la mayoría de ellos se ubican cerca de su centro, ya medida que te alejas de él, su concentración en el espacio disminuye.
La "población" de estos dos tipos de conglomerados también difiere. La composición de los cúmulos abiertos incluye principalmente estrellas relacionadas (como el Sol) con la secuencia principal. Hay muchas gigantes rojas y subgigantes en las esféricas.
Estas diferencias se explican actualmente por la diferencia en la edad de las estrellas que forman cúmulos de diferentes tipos y, en consecuencia, la edad de los propios cúmulos. Los cálculos han demostrado que la edad de muchos cúmulos abiertos es de aproximadamente 2 a 3 Gyr, mientras que la edad de los cúmulos globulares es mucho más antigua y puede alcanzar los 12 a 14 Gyr.
Dado que la distribución en el espacio de los cúmulos de estrellas individuales de diferentes tipos y otros objetos resultó ser diferente, comenzaron a distinguir cinco subsistemas que forman un solo sistema estelar: la Galaxia:
- plano joven;
- piso viejo;
- subsistema intermedio "disco";
– esférica intermedia;
- esférico.
Arroz. 7. Estructura de la Galaxia
Su ubicación se muestra en un diagrama que muestra la estructura de la Galaxia en un plano perpendicular al plano de la Vía Láctea (ver Fig. 7). La figura también muestra la posición del Sol y la parte central de la Galaxia, su núcleo, que se encuentra en la dirección de la constelación de Sagitario.
Midiendo la posición relativa de las estrellas en el cielo, los astrónomos a principios del siglo XVIII. notó que las coordenadas de algunas estrellas brillantes (Aldebarán, Arcturus y Sirius) han cambiado en comparación con las que se obtuvieron en la antigüedad. Posteriormente, se hizo evidente que las velocidades de movimiento en el espacio de diferentes estrellas difieren significativamente. La "más rápida" de ellas, llamada "Estrella voladora de Barnard", se mueve 10,8" por el cielo en un año. Esto significa que pasa 0,5° (el diámetro angular del Sol y la Luna) en menos de 200 años. En la actualidad, esta La estrella (magnitud 9,7) se encuentra en la constelación de Ofiuco. La mayoría de las 300.000 estrellas cuyo movimiento propio se mide cambian de posición mucho más lentamente: el desplazamiento es de solo centésimas y milésimas de segundo de arco por año. Todas las estrellas se mueven alrededor del centro. de la galaxia, el sol completa una revolución en unos 220 millones de años.
Se ha obtenido información significativa sobre la distribución de la materia interestelar en la Galaxia gracias al desarrollo de la radioastronomía. Primero, resultó que el gas interestelar, la mayor parte del cual es hidrógeno, forma ramas alrededor del centro de la galaxia que tienen forma de espiral. La misma estructura se puede rastrear en algunos tipos de estrellas.
Por lo tanto, nuestra Galaxia pertenece a la clase más común de galaxias espirales.
Cabe señalar que la materia interestelar complica significativamente el estudio de la Galaxia por métodos ópticos. Se distribuye en el volumen del espacio ocupado por las estrellas de manera bastante desigual. La masa principal de gas y polvo se encuentra cerca del plano de la Vía Láctea, donde forma enormes nubes (de cientos de años luz de diámetro) llamadas nebulosas. También hay materia en el espacio entre las nubes, aunque en un estado muy enrarecido. La forma de la Vía Láctea, los huecos oscuros que se aprecian en ella (el mayor de ellos provoca su bifurcación, que se extiende desde la constelación de Aquila hasta la constelación de Escorpio) se explican porque el polvo interestelar impide ver la luz de las estrellas situadas detrás de estas nubes. Son estas nubes las que no nos dan la oportunidad de ver el núcleo de la Galaxia, que solo se puede estudiar recibiendo radiación infrarroja y ondas de radio que provienen de ella.
En los raros casos en que una estrella caliente se encuentra cerca de la nube de gas y polvo, esta nebulosa se vuelve brillante. Lo vemos porque el polvo refleja la luz de una estrella brillante.
Observado en la galaxia diferentes tipos nebulosas, cuya formación está estrechamente relacionada con la evolución de las estrellas. Estos incluyen nebulosas planetarias, que recibieron este nombre porque en telescopios débiles se ven como los discos de planetas distantes: Urano y Neptuno. Estas son las capas exteriores de las estrellas, separadas de ellas durante la compresión del núcleo y la transformación de la estrella en una enana blanca. Estas capas se expanden y disipan en el espacio exterior durante varias decenas de miles de años.
Otras nebulosas son restos de explosiones de supernovas. La más famosa de ellas es la Nebulosa del Cangrejo en la constelación de Tauro, resultado de una explosión de supernova tan brillante que en 1054 fue vista incluso durante el día durante 23 días. En el interior de esta nebulosa se observa un púlsar en el que, con un período de su rotación igual a 0,033 s, el brillo cambia en los rangos óptico, de rayos X y de radio. Se conocen más de 500 de estos objetos.
Es en las estrellas en el proceso de reacciones termonucleares donde se forman muchos elementos químicos, y durante las explosiones de supernova, incluso se forman núcleos más pesados que el hierro. El gas que pierden las estrellas con un alto contenido de elementos químicos pesados modifica la composición de la materia interestelar, a partir de la cual se forman posteriormente las estrellas. Por lo tanto, la composición química de las estrellas de la "segunda generación", que probablemente incluye a nuestro Sol, es algo diferente de la composición de las viejas estrellas que se formaron antes.
9. Estructura y evolución del Universo
Además de la Nebulosa de Andrómeda, se pueden ver a simple vista dos galaxias más: la Gran y la Pequeña Nube de Magallanes. Son visibles solo en el hemisferio sur, por lo que los europeos se enteraron de ellos solo después del viaje de Magallanes alrededor del mundo. Estos son satélites de nuestra Galaxia, separados de ella a una distancia de unos 150 mil años luz. A tal distancia, estrellas como el Sol no son visibles ni a través de un telescopio ni en fotografías. Pero en gran número, se observan estrellas calientes de alta luminosidad -supergigantes-.
Las galaxias son sistemas estelares gigantes, que incluyen desde varios millones hasta varios billones de estrellas. Además, las galaxias contienen diferentes cantidades (según el tipo) de materia interestelar (en forma de gas, polvo y rayos cósmicos).
En la parte central de muchas galaxias hay un cúmulo, que se llama núcleo, donde procesos activos asociado con la liberación de energía y la liberación de materia.
Algunas galaxias en el rango de radio tienen una radiación mucho más poderosa que en la región visible del espectro. Tales objetos se llaman radiogalaxias. Las fuentes de emisión de radio aún más poderosas son los cuásares, que también irradian más en el rango óptico que las galaxias. Los cuásares son los objetos más distantes que conocemos en el universo. Algunos de ellos están ubicados a grandes distancias que superan los 5 mil millones de años luz.
Aparentemente, los cuásares son núcleos galácticos extremadamente activos. Las estrellas alrededor del núcleo son indistinguibles, porque los quásares están muy lejos y su gran brillo no permite detectar la tenue luz de las estrellas.
Los estudios de galaxias han demostrado que las líneas en sus espectros generalmente se desplazan hacia su extremo rojo, es decir, hacia longitudes de onda más largas. Esto significa que casi todas las galaxias (con la excepción de algunas de las más cercanas) se están alejando de nosotros.
Sin embargo, la existencia de esta ley no significa en absoluto que las galaxias se nos escapen, de nuestra Galaxia como del centro. El mismo patrón de recesión se observará desde cualquier otra galaxia. Y esto significa que todas las galaxias observadas se están alejando unas de otras.
Considere una bola enorme (el Universo), que consta de puntos separados (galaxias), distribuidos uniformemente en su interior e interactuando de acuerdo con la ley de la gravitación universal. Si imaginamos que en algún momento inicial las galaxias están inmóviles entre sí, entonces, como resultado de la atracción mutua, no permanecerán inmóviles en el momento siguiente y comenzarán a acercarse entre sí. En consecuencia, el Universo se contraerá y la densidad de la materia en él aumentará. Si en este momento inicial las galaxias se estaban alejando unas de otras, es decir, el Universo se estaba expandiendo, entonces la gravedad reducirá la velocidad de su remoción mutua. Más destino Las galaxias que se alejan del centro de la bola con una cierta velocidad dependen de la relación de esta velocidad con la "segunda velocidad cósmica" para una bola de radio y masa dados, que consta de galaxias individuales.
Si las velocidades de las galaxias son mayores que la segunda velocidad espacial, se alejarán indefinidamente: el Universo se expandirá indefinidamente. Si son menores que el segundo cósmico, entonces la expansión del Universo debería ser reemplazada por una contracción.
Según los datos disponibles, actualmente es imposible sacar conclusiones definitivas sobre cuál de estas opciones conducirá a la evolución del Universo. Sin embargo, se puede decir con certeza que en el pasado la densidad de la materia en el Universo era mucho mayor que en la actualidad. Las galaxias, las estrellas y los planetas no podían existir como objetos independientes, y la sustancia de la que ahora consisten era cualitativamente diferente y era un medio homogéneo, muy caliente y denso. Su temperatura excedía los 10 mil millones de grados y la densidad era mayor que la densidad de los núcleos atómicos, que es de 1017 kg/m3. Esto se evidencia no solo por la teoría, sino también por los resultados de las observaciones. Como se desprende de los cálculos teóricos, junto con la materia, el Universo caliente en primeras etapas su existencia estaba llena de cuantos de radiación electromagnética de alta energía. En el curso de la expansión del Universo, la energía de los cuantos disminuyó y actualmente debería corresponder a 5–6 K. Esta radiación, llamada reliquia, fue descubierta en 1965.
Por lo tanto, se obtuvo la confirmación de la teoría del Universo caliente, cuya etapa inicial de existencia a menudo se denomina Big Bang. En la actualidad se ha desarrollado una teoría que describe los procesos que han tenido lugar en el Universo desde los primeros momentos de su expansión. Inicialmente, ni los átomos, ni siquiera los complejos. núcleos atómicos. En estas condiciones, se produjeron transformaciones mutuas de neutrones y protones durante su interacción con otras partículas elementales: electrones, positrones, neutrinos y antineutrinos. Después de que la temperatura del Universo descendiera a mil millones de grados, la energía de los cuantos y las partículas se volvió insuficiente para evitar la formación de los núcleos más simples de átomos de deuterio, tritio, helio-3 y helio-4. Aproximadamente 3 minutos después del comienzo de la expansión del Universo, se estableció una cierta proporción del contenido de núcleos de hidrógeno (alrededor del 70%) y núcleos de helio (alrededor del 30%). Esta proporción se mantuvo luego durante miles de millones de años hasta que se formaron galaxias y estrellas a partir de esta sustancia, en cuyas profundidades, como resultado de reacciones termonucleares, comenzaron a formarse núcleos atómicos más complejos. En el medio interestelar se crearon las condiciones para la formación de átomos neutros y luego de moléculas.
La imagen de la evolución del Universo que se ha abierto ante nosotros es asombrosa y asombrosa. Sin dejar de sorprenderse, uno no debe olvidar que todo esto fue descubierto por una persona, un habitante de una pequeña mota de polvo perdida en las extensiones ilimitadas del Universo, un habitante del planeta Tierra.
Lista de literatura usada
1. Arutsev A.A., Ermolaev B.V., Kutateladze I.O., Slutsky M. Conceptos de las ciencias naturales modernas. Con guía de estudio. M 1999
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3. Savchenko V.N., Smagin V.P. LOS COMIENZOS DE LOS CONCEPTOS Y PRINCIPIOS DE LAS CIENCIAS NATURALES MODERNAS. Tutorial. Rostov del Don. 2006.
Breve descripción de la Tierra - los planetas del sistema solar. Estudios antiguos y modernos del planeta, su estudio desde el espacio con la ayuda de satélites. Origen de la vida en la Tierra. Familias de asteroides cercanos. Sobre el movimiento de los continentes. Luna como satélite de la Tierra.
Promedio de memorandos de entendimiento escuela comprensiva №
en astronomía
Tema: La Tierra es un planeta del sistema solar.
Completado por: estudiante de grado 11
3. Explorando la Tierra desde el espacio
5. Asteroides cerca de la Tierra
6. ¿Se están moviendo los continentes de la Tierra?
7. Trece Movimientos de la Tierra
Conclusión
La Tierra es el tercer planeta desde el Sol en el sistema solar. Gira alrededor de la estrella en una órbita elíptica (muy cercana a la circular) con una velocidad media de 29,765 km/s, a una distancia media de 149,6 millones de km en un periodo de 365,24 días.
La Tierra tiene un satélite, la Luna, que gira alrededor del Sol a una distancia media de 384.400 km. La inclinación del eje terrestre con respecto al plano de la eclíptica es 66033`22``. El período de rotación del planeta alrededor de su eje es de 23 horas 56 minutos 4,1 segundos. La rotación alrededor de su eje provoca el cambio de día y noche, y la inclinación del eje y la circulación alrededor del Sol, el cambio de estaciones. La forma de la Tierra es un geoide, aproximadamente un elipsoide triaxial, un esferoide. El radio promedio de la Tierra es 6371.032 km, ecuatorial - 6378.16 km, polar - 6356.777 km. La superficie del globo es de 510 millones de km², el volumen es de 1.083*1012 km², la densidad media es de 5518 kg/m². La masa de la Tierra es 5976 * 1021 kg.
La tierra es magnética y campos eléctricos. El campo gravitatorio de la Tierra determina su forma esférica y la existencia de la atmósfera. Según los conceptos cosmogónicos modernos, la Tierra se formó hace unos 4.700 millones de años a partir de la materia gaseosa dispersa en el sistema protosolar. Como resultado de la diferenciación de la materia, la Tierra, bajo la influencia de su campo gravitatorio, bajo las condiciones de calentamiento del interior de la tierra, surgieron y desarrollaron diversas composiciones químicas. estado de agregación y las propiedades físicas del caparazón - la geosfera: núcleo (en el centro), manto, corteza terrestre, hidrosfera, atmósfera, magnetosfera. La composición de la Tierra está dominada por hierro (34,6 %), oxígeno (29,5 %), silicio (15,2 %), magnesio (12,7 %). La corteza terrestre, el manto y la parte interior del núcleo son sólidos (la parte exterior del núcleo se considera líquida). Desde la superficie de la Tierra hacia el centro, la presión, la densidad y la temperatura aumentan.
La presión en el centro del planeta es de 3,6*1011 Pa, la densidad es de unos 12,5*103 kg/m², la temperatura oscila entre los 50.000 ºC y los 60.000 ºC.
Los principales tipos de corteza terrestre son continentales y oceánicas, en la zona de transición del continente al océano se desarrolla una corteza intermedia.
La mayor parte de la Tierra está ocupada por el Océano Mundial (361,1 millones de km?; 70,8%), la tierra es de 149,1 millones de km? (29,2%), y forma seis continentes e islas. Se eleva sobre el nivel del mar una media de 875 m ( altitud más alta 8848 m - Monte Chomolungma), las montañas ocupan más de 1/3 de la superficie terrestre. Los desiertos cubren alrededor del 20% de la superficie terrestre, los bosques, alrededor del 30%, los glaciares, más del 10%. La profundidad media del océano mundial es de unos 3800 m (la mayor profundidad es de 11020 m - la Fosa de las Marianas (depresión) en océano Pacífico). El volumen de agua del planeta es de 1370 millones de km3, la salinidad media es de 35 g/l. La atmósfera de la Tierra, cuya masa total es de 5,15 * 1015 toneladas, consiste en aire, una mezcla principalmente de nitrógeno (78,08%) y oxígeno (20,95%), el resto es vapor de agua, dióxido de carbono, así como inerte y otros gases. La temperatura máxima de la superficie terrestre es de 570?-580? C (en los desiertos tropicales de África y América del Norte), el mínimo es de unos -900? C (en las regiones centrales de la Antártida). La formación de la Tierra y la etapa inicial de su desarrollo pertenecen a la historia pregeológica. La edad absoluta de las rocas más antiguas supera los 3.500 millones de años. La historia geológica de la Tierra se divide en dos etapas desiguales: el Precámbrico, que ocupa aproximadamente 5/6 de toda la cronología geológica (unos 3.000 millones de años) y el Fanerozoico, que abarca los últimos 570 millones de años.
Hace unos 3-3.500 millones de años, como resultado de la evolución natural de la materia, surgió la vida en la Tierra y comenzó el desarrollo de la biosfera. La totalidad de todos los organismos vivos que la habitan, la llamada materia viva de la Tierra, tuvo un impacto significativo en el desarrollo de la atmósfera, la hidrosfera y la capa sedimentaria. Un nuevo factor que tiene una poderosa influencia sobre la biosfera es la actividad productiva del hombre, que apareció en la Tierra hace menos de 3 millones de años. La alta tasa de crecimiento de la población mundial (275 millones de personas en 1000, 1.600 millones de personas en 1900 y alrededor de 6.300 millones de personas en 1995) y la creciente influencia de la sociedad humana en el entorno natural han planteado problemas uso racional todos los recursos naturales y la protección de la naturaleza.
2. Exploraciones antiguas y modernas de la Tierra
Por primera vez, el antiguo matemático y astrónomo griego Eratóstenes logró obtener dimensiones bastante precisas de nuestro planeta en el siglo I a. C. (una precisión de alrededor del 1,3 %). Eratóstenes descubrió que al mediodía del día más largo del verano, cuando el Sol está en su punto más alto en el cielo de Asuán y sus rayos caen verticalmente, en Alejandría al mismo tiempo la distancia cenital del Sol es 1/50 de un círculo. Conociendo la distancia de Asuán a Alejandría, pudo calcular el radio de la Tierra, que, según sus cálculos, era de 6290 km. El astrónomo y matemático musulmán Biruni, que vivió entre los siglos X y XI d. C., hizo una contribución igualmente significativa a la astronomía. mi. A pesar de que utilizó el sistema geocéntrico, pudo determinar con bastante precisión el tamaño de la Tierra y la inclinación del ecuador con respecto a la eclíptica. Los tamaños de los planetas, aunque fueron determinados por él, pero con un gran error; el único tamaño que determinó con relativa precisión es el tamaño de la luna.
En el siglo XV, Copérnico presentó la teoría heliocéntrica de la estructura del mundo. La teoría, como es sabido, no tuvo desarrollo durante bastante tiempo, siendo perseguida por la iglesia. El sistema fue finalmente refinado por I. Kepler a finales del siglo XVI. Kepler también descubrió las leyes del movimiento planetario y calculó las excentricidades de sus órbitas, teóricamente creó un modelo de telescopio. Galileo, que vivió algo más tarde que Kepler, construyó un telescopio con un aumento de 34,6 veces, que le permitió estimar incluso la altura de las montañas en la luna. También descubrió una diferencia característica al observar estrellas y planetas a través de un telescopio: la claridad de la apariencia y forma de los planetas era mucho mayor, y también descubrió varias estrellas nuevas. Durante casi 2000 años, los astrónomos creyeron que la distancia de la Tierra al Sol es igual a 1200 distancias terrestres, es decir, cometer un error unas 20 veces! Por primera vez, estos datos se especificaron solo a fines del siglo XVII como 140 millones de km, es decir, con un error del 6,3% por los astrónomos Cassini y Richet. También determinaron la velocidad de la luz en 215 km/s, lo que supuso un avance significativo en la astronomía, ya que anteriormente creían que la velocidad de la luz era infinita. Casi al mismo tiempo, Newton descubrió la ley de la gravitación universal y la descomposición de la luz en un espectro, lo que marcó el comienzo análisis espectral en unos pocos siglos.
La Tierra nos parece tan enorme, tan confiable y significa tanto para nosotros que no notamos su posición secundaria en la familia de los planetas. El único consuelo débil es que la Tierra es el más grande de los planetas terrestres. Además, tiene una atmósfera de potencia media, una parte importante de la superficie terrestre está cubierta por una fina capa heterogénea de agua. Y a su alrededor gira un majestuoso satélite, cuyo diámetro es igual a una cuarta parte del diámetro de la tierra. Al mismo tiempo, estos argumentos no son suficientes para apoyar nuestra presunción cósmica. Diminuta en términos astronómicos, la Tierra es nuestro planeta natal y, por lo tanto, merece el estudio más cuidadoso. Después del arduo y arduo trabajo de docenas de generaciones de científicos, se demostró de manera irrefutable que la Tierra no es en absoluto el "centro del universo", sino el planeta más común, es decir. bola fría moviéndose alrededor del sol. De acuerdo con las leyes de Kepler, la Tierra gira alrededor del Sol a una velocidad variable en una elipse ligeramente alargada. Está más cerca del sol a principios de enero, cuando reina el invierno en el hemisferio norte, y más lejos a principios de julio, cuando tenemos verano. La diferencia en la distancia de la Tierra al Sol entre enero y julio es de unos 5 millones de km. Por lo tanto, los inviernos en el hemisferio norte son ligeramente más cálidos que en el sur y los veranos, por el contrario, son ligeramente más frescos. Esto se siente más claramente en el Ártico y la Antártida. La elipticidad de la órbita de la Tierra tiene sólo una influencia indirecta y muy insignificante sobre la naturaleza de las estaciones. La razón del cambio de estaciones radica en la inclinación del eje terrestre. El eje de rotación de la Tierra se encuentra en un ángulo de 66,5? al plano de su movimiento alrededor del sol. Para la mayoría de los problemas prácticos, se puede suponer que el eje de rotación de la Tierra siempre se mueve en el espacio paralelo a sí mismo. De hecho, el eje de rotación de la Tierra describe un pequeño círculo en la esfera celeste, dando una vuelta completa en 26 mil años. En los próximos cientos de años, el polo norte del mundo se ubicará no lejos de la estrella polar, luego comenzará a alejarse de ella y el nombre de la última estrella en el asa del cubo de la Osa Menor: Polaris. - perderá su significado. En 12 mil años, el polo celeste se acercará a la estrella más brillante del cielo del norte: Vega de la constelación de Lyra. El fenómeno descrito se denomina precesión del eje de rotación de la Tierra. El fenómeno de la precesión ya fue descubierto por Hipparchus, quien comparó las posiciones de las estrellas en el catálogo con el catálogo de estrellas de Aristillus y Timocharis compilado mucho antes que él. La comparación de catálogos le indicó a Hiparco el lento movimiento del eje del mundo.
Hay tres capas exteriores de la Tierra: la litosfera, la hidrosfera y la atmósfera. La litosfera se entiende como la cubierta sólida superior del planeta, que sirve de lecho al océano, y en los continentes coincide con la tierra. La hidrosfera es el agua subterránea, aguas de ríos, lagos, mares y, finalmente, los océanos. El agua cubre el 71% de toda la superficie de la Tierra. La profundidad media del océano mundial es de 3900 m.
3. Explorando la Tierra desde el espacio
El hombre apreció por primera vez el papel de los satélites en el seguimiento del estado de las tierras agrícolas, los bosques y otros recursos naturales de la Tierra solo unos pocos años después del inicio de la era espacial. El comienzo se estableció en 1960, cuando con la ayuda de los satélites meteorológicos "Tiros" se obtuvieron contornos del globo en forma de mapa, que se encuentran debajo de las nubes. Estas primeras imágenes de televisión en blanco y negro dieron muy poca información sobre la actividad humana y, sin embargo, fue un primer paso. Pronto se desarrollaron nuevos medios técnicos que permitieron mejorar la calidad de las observaciones. La información se extrajo de imágenes multiespectrales en las regiones visible e infrarroja (IR) del espectro. Los primeros satélites diseñados para aprovechar al máximo estas oportunidades fueron el Landsat. Por ejemplo, el satélite Landsat-D, el cuarto de una serie, observó la Tierra desde una altitud de más de 640 km utilizando instrumentos sensibles avanzados, lo que permitió a los consumidores recibir información mucho más detallada y oportuna. Una de las primeras áreas de aplicación de imágenes de la superficie terrestre fue la cartografía. En la era anterior a los satélites, los mapas de muchas áreas, incluso en las regiones desarrolladas del mundo, eran inexactos. Las imágenes de Landsat han corregido y actualizado algunos de los mapas existentes de los Estados Unidos. A mediados de los años 70, la NASA, el Departamento de Agricultura de los Estados Unidos, decidió demostrar las posibilidades sistema satelital en la previsión de la cosecha agrícola más importante de trigo. Las observaciones satelitales, que resultaron ser extremadamente precisas, se extendieron posteriormente a otros cultivos agrícolas. El uso de la información satelital ha revelado sus innegables ventajas a la hora de evaluar el volumen de madera en los vastos territorios de cualquier país. Se hizo posible gestionar el proceso de deforestación y, si es necesario, dar recomendaciones sobre cómo cambiar los contornos del área de deforestación desde el punto de vista de la mejor preservación del bosque. Gracias a las imágenes de satélite, también ha sido posible evaluar rápidamente los límites de los incendios forestales, especialmente los "en forma de corona", característicos de las regiones occidentales de América del Norte, así como las áreas de Primorye y las regiones del sur. Siberia oriental En Rusia.
De gran importancia para la humanidad en su conjunto es la capacidad de observar casi continuamente sobre las extensiones del Océano Mundial. Es sobre las profundidades del agua del océano que nacen fuerzas monstruosas de huracanes y tifones, trayendo numerosas víctimas y destrucción a los habitantes de la costa. La alerta temprana al público suele ser fundamental para salvar la vida de decenas de miles de personas. La determinación de las existencias de pescado y otros productos del mar también tiene un enorme valor práctico. Las corrientes oceánicas a menudo se curvan, cambian de curso y de tamaño. Por ejemplo, El Niño, una corriente cálida en dirección sur frente a la costa de Ecuador en algunos años puede extenderse a lo largo de la costa de Perú hasta 12? S Cuando esto sucede, el plancton y los peces mueren en grandes cantidades, causando daños irreparables a las pesquerías de muchos países, incluida Rusia. Grandes concentraciones de organismos marinos unicelulares aumentan la mortalidad de los peces, posiblemente debido a las toxinas que contienen. La observación desde satélites ayuda a identificar los "caprichos" de tales corrientes y da información útil a los que lo necesitan. Según algunas estimaciones de científicos rusos y estadounidenses, el ahorro de combustible, combinado con la "captura adicional" debido al uso de información de satélites obtenida en el rango infrarrojo, arroja una ganancia anual de $ 2,44 millones. ha facilitado la tarea de trazar el rumbo de los barcos.
La operación del rompehielos nuclear ruso Sibir utilizó información de cuatro tipos de satélites para recopilar las rutas más seguras y económicas para mares del norte. La información recibida del satélite de navegación Kosmos-1000 se usó en la computadora del barco para determinar la ubicación exacta. Desde los satélites Meteor se recibieron imágenes de nubosidad y pronósticos de condiciones de nieve y hielo, lo que permitió elegir el mejor rumbo. Con la ayuda del satélite Molniya, se mantuvo la comunicación desde el barco hasta la base. Además, con la ayuda de los satélites, se encuentran la contaminación por petróleo, la contaminación del aire y los minerales.
4. El surgimiento de la vida en la Tierra
La aparición de la materia viva en la Tierra estuvo precedida por una evolución bastante larga y compleja de la composición química de la atmósfera, que finalmente condujo a la formación de una serie de moléculas orgánicas. Estas moléculas sirvieron más tarde como una especie de “ladrillos” para la formación de la materia viva. Según los datos modernos, los planetas se forman a partir de una nube primaria de gas y polvo, cuya composición química es similar a la composición química del Sol y las estrellas, su atmósfera inicial consistía principalmente en los compuestos más simples de hidrógeno, el elemento más común. en el espacio. Sobre todo había moléculas de hidrógeno, amoníaco, agua y metano. Además, la atmósfera primaria debería haber sido rica en gases inertes, principalmente helio y neón. En la actualidad, hay pocos gases nobles en la Tierra, ya que alguna vez se disiparon (evaporaron) en el espacio interplanetario, como muchos compuestos que contienen hidrógeno. Al mismo tiempo, la fotosíntesis de las plantas, en la que se libera oxígeno, jugó un papel decisivo en el establecimiento de la composición de la atmósfera terrestre. Es posible que cierta cantidad de materia orgánica, y tal vez incluso significativa, fuera traída a la Tierra durante la caída de meteoritos y, posiblemente, incluso cometas. Algunos meteoritos son bastante ricos en compuestos orgánicos. Se estima que en más de 2 mil millones de años los meteoritos podrían traer a la Tierra de 108 a 1012 toneladas de este tipo de sustancias. Además, los compuestos orgánicos pueden ocurrir en pequeñas cantidades como resultado de la actividad volcánica, impactos de meteoritos, rayos, debido a la desintegración radiactiva de algunos elementos. Hay datos geológicos bastante fiables que indican que hace ya 3.500 millones de años la atmósfera terrestre era rica en oxígeno. Por otro lado, los geólogos estiman la edad de la corteza terrestre en 4.500 millones de años. La vida debió originarse en la Tierra antes de que la atmósfera se hiciera rica en oxígeno, ya que este último es principalmente producto de la actividad vital de las plantas. Según una estimación reciente del especialista estadounidense en astronomía planetaria Sagan, la vida en la Tierra surgió hace entre 4.000 y 4.400 millones de años. El mecanismo de la complicación de la estructura de las sustancias orgánicas y la aparición en ellas de las propiedades inherentes a la materia viva aún no se ha estudiado suficientemente en la actualidad. Pero ya está claro que tales procesos duran miles de millones de años.
Cualquier combinación compleja de aminoácidos y otros compuestos orgánicos aún no es un organismo vivo. Por supuesto, se puede suponer que en algunas circunstancias excepcionales, en algún lugar de la Tierra, surgió un cierto "praDNA", que sirvió como el comienzo de todos los seres vivos. Este no es el caso si el hipotético "praDNA" fuera similar al moderno. El hecho es que el ADN moderno en sí mismo es completamente indefenso. Sólo puede funcionar en presencia de proteínas enzimáticas. Pensar que por pura casualidad, al "sacudir" proteínas individuales, moléculas poliatómicas, podría surgir una máquina tan compleja como "praDNA" y el complejo de proteínas-enzimas necesarias para su funcionamiento, esto significa creer en milagros. Al mismo tiempo, se puede suponer que las moléculas de ADN y ARN se originaron a partir de una molécula más primitiva. Para los primeros organismos vivos primitivos que se formaron en el planeta, las altas dosis de radiación pueden ser un peligro mortal, ya que las mutaciones ocurrirán tan rápido que la selección natural no las seguirá.
La siguiente pregunta merece atención: ¿por qué la vida en la Tierra no surge de la materia no viva en nuestro tiempo? Esto sólo puede explicarse por el hecho de que la vida que surgió previamente no dará la oportunidad de un nuevo nacimiento de vida. Los microorganismos y los virus se comerán literalmente los primeros brotes de nueva vida. No podemos excluir completamente la posibilidad de que la vida en la Tierra surgiera por casualidad. Hay otra circunstancia a la que puede valer la pena prestar atención. Es bien sabido que todas las proteínas "vivas" constan de 22 aminoácidos, mientras que en total se conocen más de 100. No está del todo claro en qué se diferencian estos ácidos de sus otros "hermanos". ¿Existe alguna conexión profunda entre el origen de la vida y este asombroso fenómeno? Si la vida en la Tierra surgió por casualidad, entonces la vida en el Universo es un fenómeno raro. Para un planeta dado (como, por ejemplo, nuestra Tierra), la aparición de una forma especial de materia altamente organizada, a la que llamamos "vida", es un accidente. Pero en las vastas extensiones del universo, la vida que surge de esta manera debería ser un fenómeno natural. Cabe señalar una vez más que el problema central del surgimiento de la vida en la Tierra, la explicación del salto cualitativo de "no vivo" a "vivo", aún está lejos de ser claro. No es de extrañar que uno de los fundadores de la biología molecular moderna, el profesor Crick, en el Simposio de Byurakan sobre el Problema de las Civilizaciones Extraterrestres en septiembre de 1971, dijera: “No vemos un camino desde la sopa primordial hasta la selección natural. Se puede concluir que el origen de la vida es un milagro, pero esto solo atestigua nuestra ignorancia”.
5. Asteroides cerca de la Tierra
Quizás lo más importante para nosotros, los habitantes de la Tierra, sea conocer los asteroides, cuyas órbitas se acercan mucho a la órbita de nuestro planeta.
Generalmente se distinguen tres familias de asteroides cercanos a la Tierra: 1221 Amur, 1862 Apolo, 2962 Aten. La familia Amur incluye asteroides cuyas órbitas en el perihelio casi tocan la órbita de la Tierra. Los "Apolos" cruzan la órbita terrestre desde el exterior, su distancia de perihelio es inferior a 1 unidad astronómica. Los "Atonianos" tienen órbitas con un semieje mayor más pequeño que el de la Tierra y cruzan la órbita de la Tierra desde el interior. Los representantes de todas estas familias pueden encontrarse con la Tierra. En cuanto a los pasajes cercanos, ocurren con bastante frecuencia.
6. ¿Se están moviendo los continentes de la Tierra?
Alfred Wegener, un aspirante a geofísico alemán, notó similitudes en los contornos de los continentes de la tierra a ambos lados del Atlántico. No es difícil para todos asegurarse de esto: basta con mirar el globo terráqueo.
Si mueve mentalmente América del Norte y del Sur a las costas de Europa y África, se fusionarán de la misma manera que en manos de los arqueólogos, los fragmentos de un ánfora griega rota se doblan en un todo. ¿Y si, imaginó Wegener, alguna vez hubo un solo continente en la Tierra? Luego se partió en pedazos y los fragmentos flotaron, alejándose unos de otros hasta que ocuparon su posición relativa moderna. En este caso, el Océano Atlántico no es más que una herida en el cuerpo de la Tierra: la huella de una falla gigante, a un lado de la cual el Norte y el Sudamerica, por el otro - Eurasia y África. La conjetura de Wegener se expresó a principios de nuestro siglo. La mayoría de los científicos lo aceptaron con hostilidad. La principal objeción fue que la ciencia no conoce las fuerzas que podrían poner en movimiento en la superficie del planeta, como témpanos de hielo en la superficie de un lago, formaciones tan enormes como los continentes. La similitud de las costas se rió como una curiosidad. Hoy, la hipótesis de la deriva continental de Wegener ha encontrado una nueva vida, y muchas de sus características han cambiado notablemente. Desde las profundidades de la Tierra hasta la superficie del planeta, según los geofísicos, se eleva un flujo de materia, que forma un largo levantamiento central: la Dorsal del Atlántico Medio y luego se extiende desde ella en ambas direcciones. Extendiéndose a ambos lados de la dorsal mesoatlántica, la materia profunda de la Tierra determina la distancia entre sí, por un lado, la dorsal de América del Norte y del Sur, por el otro, Eurasia y África. Este proceso es lento, dura cientos de millones de años. Esas costas de los continentes que “flotan” primero, como la proa de un barco, se arrugan en pliegues. Como resultado, en los continentes a lo largo de estas costas, extendidas Cadenas montañosas: Montañas Rocosas y Cordillera en América, Montañas Drakensberg en África. Un pozo ultraprofundo en la península de Kola es un desafío audaz para la naturaleza, un récord fantástico, un logro único en ciencia y tecnología. Pero, ¿es mucho o poco en comparación con el tamaño de la Tierra? A modo de comparación, comparemos el cuerpo de la Tierra con el cuerpo de una persona. Esto significa que el pozo más profundo de la Tierra como medio para sondear la estructura de sus entrañas, estando en consecuencia relacionado con el tamaño del cuerpo humano, es mucho menor que la profundidad de la picadura de un mosquito.
7. Trece Movimientos de la Tierra
Antes de considerar en detalle los movimientos de nuestro planeta que están directamente relacionados con sus entrañas, presentemos un cuadro general de una Tierra con movimientos muy complejos. Algunos de estos movimientos son rápidos y perceptibles, mientras que otros son casi imperceptiblemente lentos. Su totalidad demuestra, con el ejemplo de la Tierra, esa eterna variabilidad que es característica de todo el universo y es una propiedad común de la materia. La fuerza principal que determina todos estos movimientos es la gravedad, la atracción de la Tierra por otros cuerpos del espacio. Es difícil creer que un cuerpo tan grande como el globo terráqueo, que pesa 6.000.00000000000000000000 toneladas, participe simultáneamente en una amplia variedad de movimientos. Además, la existencia de estos movimientos está firmemente establecida por la ciencia moderna.
Desde la antigüedad se conocen dos movimientos de la Tierra: la rotación alrededor de su propio eje y la revolución alrededor del sol. Hay mucha evidencia de la rotación de la Tierra. Así, por ejemplo, si Torre alta arrojar una piedra, luego, cuando caiga, se dividirá hacia el este, es decir, en el mismo sentido en que gira la tierra.
Todos los movimientos en la naturaleza son desiguales en un grado u otro. Por ejemplo, el segundo movimiento de la Tierra alrededor del Sol. Se hace en una elipse. Cuando la Tierra pasa por el perihelio, el punto de su órbita más cercano al Sol, estamos separados del Sol por casi 147 millones de km. Seis meses después, la distancia de la Tierra al Sol se acerca a los 152 millones de km. La velocidad de la Tierra está cambiando todo el tiempo. Cerca del Sol, aumenta, con la distancia de él, disminuye. En promedio, la Tierra vuela en su órbita 36 veces más rápido que una bala: 30 kilómetros por segundo. Pero esta velocidad parece enorme sólo por medidas terrenales de distancia. Si pudiéramos seguir los movimientos orbitales del globo desde algún lugar del exterior desde una gran distancia, nos parecería más lento que una tortuga: en una hora el globo recorre una trayectoria nueve veces mayor que su diámetro. Mientras tanto, en una hora, una tortuga cubre una distancia igual a varias decenas de sus diámetros.
El globo a menudo se compara con una peonza. Esta comparación tiene un significado más profundo de lo que a veces parece. Si gira la peonza y luego empuja ligeramente su eje, comenzará a describir el cono, y a una velocidad mucho menor que la velocidad de rotación de la peonza. Este movimiento se llama precesión. También es característico el mundo, siendo su tercer movimiento.
La luna provoca otro cuarto movimiento de la Tierra, mucho menos significativo. Debido a la influencia de la Luna en varios puntos del elipsoide terrestre, el eje terrestre describe un pequeño cono con un período de 18,6 años. Gracias a este movimiento, llamado nutación, el polo celeste se dibuja contra el fondo cielo estrellado una pequeña elipse diámetro mayor está cerca de 18 segundos de arco, y el más pequeño es de unos 14 segundos.
La inclinación del eje de la Tierra con respecto al plano de su órbita siempre permanece sin cambios. Estrictamente hablando, esto no es del todo exacto. La tierra, aunque muy lentamente, sin embargo "se balancea", y la inclinación del eje de la tierra cambia ligeramente. Sin embargo, este quinto movimiento de la Tierra es apenas perceptible.
La forma de la órbita de la tierra no permanece invariable. Su elipse se vuelve más o menos alargada. Este es el sexto movimiento del globo.
La línea recta que conecta los puntos más cercanos y más distantes de la órbita de la Tierra desde el Sol se llama línea de ábsides. En su lento giro se expresa el séptimo movimiento de la Tierra. Debido a esto, cambia el momento del paso de la Tierra a través del perihelio.
En la era actual, el máximo acercamiento del Sol y la Tierra se produce el 3 de enero. 4000 aC, la Tierra pasó por el perihelio el 21 de septiembre. Esto volverá a suceder sólo en 17.000. La expresión "La luna gira alrededor de la tierra" no es del todo exacta. El hecho es que la Tierra atrae a la Luna y la Luna atrae a la Tierra, por lo que ambos cuerpos se mueven alrededor de un centro de gravedad común. Si las masas de la Tierra y la Luna fueran las mismas, entonces este centro estaría en el medio entre ellos, y ambos cuerpos celestes girarían en una órbita. De hecho, la Luna es 81 veces más ligera que la Tierra, y el centro de gravedad del sistema Tierra-Luna está 81 veces más cerca de la Tierra que de la Luna. Se encuentra a 4664 kilómetros del centro de la Tierra hacia la Luna, es decir se encuentra en el interior de la Tierra a casi 1700 kilómetros de su superficie. Es alrededor de este punto que se produce el octavo movimiento de la Tierra.
Si tan solo la Tierra girara alrededor del Sol, ambos cuerpos describirían elipses alrededor de un centro de gravedad fijo común. Sin embargo, en realidad, la atracción del Sol por otros planetas hace que este centro se desplace a lo largo de una curva muy compleja. Es claro que este movimiento se refleja en la Tierra, dando lugar a otro noveno movimiento.
Finalmente, la Tierra misma es muy sensible a la atracción de todos los demás planetas del sistema solar. Ellos impacto general desvía a la Tierra de su trayectoria elíptica simple alrededor del Sol y provoca todas esas irregularidades en el movimiento orbital de la Tierra que los astrónomos llaman perturbaciones. El movimiento de la Tierra bajo la influencia de la atracción de los planetas es su décimo movimiento.
Se ha establecido que las estrellas se precipitan a través del espacio a una velocidad de decenas y, a veces, cientos de kilómetros por segundo. Nuestro sol y en este se manifiesta como una estrella ordinaria. Junto con todo el sistema solar, incluida la Tierra, vuela en dirección a la constelación de Hércules a una velocidad de unos 20 kilómetros por segundo, el movimiento de la Tierra en relación con las estrellas más cercanas al Sol se denomina su undécimo movimiento.
El camino del Sol alrededor del núcleo galáctico es largo. El sistema solar lo completa en casi 200 millones de años, ¡tal es la duración del "año galáctico"! El vuelo de la Tierra en el espacio junto con el Sol alrededor del centro de la Galaxia: su duodécimo movimiento se complementa con el decimotercer movimiento de todo nuestro sistema estelar de la Galaxia en relación con la más cercana y otras galaxias conocidas por nosotros.
Los trece movimientos de la Tierra enumerados no agotan en absoluto todos sus movimientos. En un universo infinito, cada uno de los cuerpos celestes, estrictamente hablando, participa en innumerables movimientos relativos diferentes.
8. El único satélite de la Tierra es la Luna
Atrás quedaron los días en que la gente pensaba que fuerzas misteriosas Las lunas influyen en su vida diaria. Pero la Luna tiene una variedad de influencias en la Tierra, que se deben a leyes simples la física y, sobre todo, la dinámica. La característica más asombrosa del movimiento de la Luna es que la velocidad de su rotación alrededor de su eje coincide con la velocidad angular promedio de revolución alrededor de la Tierra. Por lo tanto, la Luna siempre mira a la Tierra con el mismo hemisferio. Dado que la Luna es el cuerpo celeste más cercano, su distancia a la Tierra se conoce con la mayor precisión, hasta varios centímetros a partir de mediciones con láser y telémetros láser. La distancia más pequeña entre los centros de la Tierra y la Luna es de 356.410 km. La mayor distancia de la Luna a la Tierra alcanza los 406.700 km, y la distancia media es de 384.401 km. La atmósfera de la Tierra desvía los rayos de luz hasta tal punto que se puede ver toda la Luna (o el Sol) incluso antes del amanecer o después del atardecer. El hecho es que la refracción de los rayos de luz que ingresan a la atmósfera desde el espacio sin aire es de aproximadamente 0,5?, es decir, igual al diámetro angular aparente de la luna.
Así, cuando el borde superior de la Luna verdadera está justo debajo del horizonte, la Luna entera es visible sobre el horizonte. Otro resultado sorprendente se obtuvo a partir de experimentos de mareas. Resulta que la Tierra es una bola elástica. Antes de estos experimentos, se creía comúnmente que la Tierra era viscosa, como la melaza o el vidrio fundido; con ligeras distorsiones, probablemente tendría que mantenerlas o volver lentamente a su forma original bajo la acción de débiles fuerzas restauradoras. Los experimentos han demostrado que la Tierra en su conjunto recibe fuerzas de marea e inmediatamente vuelve a su forma original después del cese de su acción. Por lo tanto, la Tierra no solo es más dura que el acero, sino también más resistente.
Conclusión
Nos familiarizamos con el estado actual de nuestro planeta. El futuro de nuestro planeta, y de hecho de todo el sistema planetario, si no sucede nada imprevisto, parece claro. La probabilidad de que el orden establecido de los planetas se vea perturbado por alguna estrella errante es pequeña, incluso dentro de unos pocos miles de millones de años.
En un futuro próximo, no se deben esperar fuertes cambios en el flujo de energía solar. Es probable que las glaciaciones se repitan. Una persona puede cambiar el clima, pero con todo esto puede cometer un error. Los continentes subirán y bajarán en épocas posteriores, pero esperamos que los procesos sean lentos. Los impactos masivos de meteoritos son posibles de vez en cuando. Pero básicamente, el planeta Tierra conservará su apariencia moderna.
Bibliografía
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