Unser Planet ist ein riesiges Ellipsoid, das aus Gesteinen und Metallen besteht und mit Wasser und Erde bedeckt ist. Die Erde ist einer der neun Planeten, die sich um die Sonne drehen; Platz fünf in Bezug auf die Größe der Planeten. Die Sonne entsteht zusammen mit den sie umgebenden Planeten. Unsere Galaxie, die Milchstraße, hat einen Durchmesser von etwa 100.000 Lichtjahren (so lange dauert es, bis das Licht den letzten Punkt eines bestimmten Raums erreicht).

Die Planeten des Sonnensystems beschreiben Ellipsen um die Sonne und drehen sich gleichzeitig um ihre eigene Achse. Die vier sonnennächsten Planeten (Merkur, Venus, Erde, Mars) werden als innere Planeten bezeichnet, der Rest (Jupiter, Uranus, Neptun, Pluto) als äußere. IN In letzter Zeit Wissenschaftler haben viele Planeten im Sonnensystem gefunden, deren Größe der Größe von Pluto entspricht oder etwas kleiner als diese ist. Daher spricht man in der heutigen Astronomie von nur acht Planeten, aus denen das Sonnensystem besteht, wir bleiben jedoch bei der Standardtheorie.

Die Erde bewegt sich auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne mit einer Geschwindigkeit von 107.200 km/h (29,8 km/s). Darüber hinaus dreht es sich um die Achse eines imaginären Stabes, der durch den nördlichsten und südlichsten Punkt der Erde verläuft. Die Erdachse ist in einem Winkel von 66,5° zur Ebene der Ekliptik geneigt. Wissenschaftler berechneten, dass die Erde, wenn sie stehen bliebe, aufgrund der Energie ihrer eigenen Geschwindigkeit sofort ausbrennen würde. Die Enden der Achse werden Nord- und Südpol genannt.

Die Erde beschreibt ihren Weg um die Sonne in einem Jahr (365,25 Tage). Jedes vierte Jahr enthält 366 Tage (ein zusätzlicher Tag summiert sich über 4 Jahre), man spricht von einem Schaltjahr. Aufgrund der Neigung der Erdachse ist die Nordhalbkugel im Juni und die Südhalbkugel im Dezember am stärksten zur Sonne geneigt. Auf der Hemisphäre, die derzeit am stärksten zur Sonne geneigt ist, ist Sommer. Dies bedeutet, dass auf der anderen Hemisphäre Winter ist und diese jetzt am wenigsten von den Sonnenstrahlen beleuchtet wird.

Die imaginären Linien, die nördlich und südlich des Äquators verlaufen und Wendekreis des Krebses und Wendekreis des Steinbocks genannt werden, zeigen, wo die Sonnenstrahlen zur Mittagszeit senkrecht auf die Erdoberfläche fallen. Auf der Nordhalbkugel geschieht dies im Juni (Wendekreis des Krebses) und auf der Südhalbkugel im Dezember (Wendekreis des Steinbocks).

Das Sonnensystem besteht aus neun Planeten, die die Sonne umkreisen, ihren Satelliten, vielen Kleinplaneten, Kometen und interplanetarem Staub.

Erdbewegung

Die Erde führt 11 verschiedene Bewegungen aus, von denen jedoch die tägliche Bewegung um die Achse und der jährliche Umlauf um die Sonne eine wichtige geografische Bedeutung haben.

In diesem Fall werden die folgenden Definitionen eingeführt: Aphel ist der am weitesten von der Sonne entfernte Punkt in der Umlaufbahn (152 Millionen km). Am 5. Juli zieht die Erde darüber hinweg. Das Perihel ist der sonnennächste Punkt in der Umlaufbahn (147 Millionen km). Am 3. Januar zieht die Erde darüber hinweg. Die Gesamtlänge der Umlaufbahn beträgt 940 Millionen km.

Die Bewegung der Erde um ihre Achse verläuft von West nach Ost, eine vollständige Umdrehung dauert 23 Stunden 56 Minuten 4 Sekunden. Diese Zeit wird als Tag angenommen. Die tägliche Bewegung hat 4 Konsequenzen:

• Kompression an den Polen und die Kugelform der Erde;
• Wechsel von Tag und Nacht, Jahreszeiten;
• Die Corioliskraft (benannt nach dem französischen Wissenschaftler G. Coriolis) ist die Abweichung horizontal bewegter Körper auf der Nordhalbkugel nach links, auf der Südhalbkugel nach rechts, sie beeinflusst die Bewegungsrichtung von Luftmassen, Meeresströmungen usw.;
• Gezeitenphänomene.

Die Erdumlaufbahn weist mehrere wichtige Punkte auf, die den Tagen der Tagundnachtgleiche und der Sonnenwende entsprechen. 22. Juni – der Tag der Sommersonnenwende, wenn auf der Nordhalbkugel der längste und auf der Südhalbkugel der längste
- der kürzeste Tag des Jahres. Am Polarkreis und darin an diesem Tag - der Polartag, am südlichen Polarkreis und darin - die Polarnacht. Der 22. Dezember ist die Wintersonnenwende, der kürzeste Tag des Jahres auf der Nordhalbkugel und der längste Tag auf der Südhalbkugel. Innerhalb des Polarkreises - die Polarnacht. Südlicher Polarkreis – Polartag. Der 21. März und der 23. September sind die Tage der Frühlings- und Herbst-Tagundnachtgleiche, da die Sonnenstrahlen senkrecht auf den Äquator fallen und auf der gesamten Erde (mit Ausnahme der Pole) der Tag gleich der Nacht ist.

Tropen - Parallelen mit Breitengraden von 23,5°, in denen die Sonne nur einmal im Jahr im Zenit steht. Zwischen den nördlichen und südlichen Tropen steht die Sonne zweimal im Jahr im Zenit und außerhalb dieser Wendekreise nie im Zenit.

Die Polarkreise (Nord- und Südkreis) sind Parallelkreise auf der Nord- und Südhalbkugel mit Breitengraden von 66,5°, auf denen der Polartag und die Polarnacht genau einen Tag dauern.

Der Polartag und die Polarnacht erreichen an den Polen ihre maximale Dauer (sechs Monate).

Zeitzonen. Um die Zeitunterschiede, die sich aus der Drehung der Erde um ihre Achse ergeben, zu regulieren, wird der Globus herkömmlicherweise in 24 Zeitzonen eingeteilt. Ohne sie könnte niemand die Frage beantworten: „Wie spät ist es in anderen Teilen der Welt?“. Die Grenzen dieser Gürtel stimmen ungefähr mit den Längengraden überein. In jeder Zeitzone stellen die Menschen ihre Uhren je nach Punkt auf der Erde auf ihre eigene Ortszeit ein. Der Abstand zwischen den Riemen beträgt 15°. Im Jahr 1884 wurde die Greenwich Mean Time eingeführt, die aus dem Meridian berechnet wird, der durch das Greenwich Observatory verläuft und einen Längengrad von 0° hat.

Die östlichen und westlichen Längengrade von 180° fallen zusammen. Diese gemeinsame Linie wird Internationale Datumsgrenze genannt. Die Zeit an Punkten auf der Erde, die westlich dieser Linie liegen, ist der Zeit an Punkten östlich dieser Linie 12 Stunden voraus (symmetrisch zur Datumslinie). Die Zeit in diesen benachbarten Zonen stimmt überein, aber wenn Sie nach Osten reisen, befinden Sie sich im Gestern, und wenn Sie nach Westen reisen, befinden Sie sich im Morgen.

Erdparameter

• Äquatorialradius - 6378 km
• Polarradius - 6357 km
• Kompression des Erdellipsoids - 1:298
• Durchschnittlicher Radius - 6371 km
• Äquatorumfang - 40.076 km
• Meridianlänge - 40.008 km
• Oberfläche - 510 Millionen km2
• Volumen - 1,083 Billionen. km3
• Gewicht - 5,98 10 ^ 24 kg
• Beschleunigung des freien Falls – 9,81 m/s^2 (Paris). Entfernung von der Erde zum Mond – 384.000 km Entfernung von der Erde zur Sonne – 150 Millionen km.

Das Sonnensystem

Planet	Die Dauer einer Umdrehung um die Sonne	Umlaufdauer um die eigene Achse (Tage)	Durchschnittliche Umlaufgeschwindigkeit (km/s)	Umlaufbahnabweichung, Grad (von der Ebene der Erdoberfläche)	Schwerkraft (Erdwert = 1)
Quecksilber	88 Tage	58,65	48	7	0,38
Venus	224,7 Tage	243	34,9	3,4	0.9
Erde	365,25 Tage	0,9973	29,8	0	1
Mars	687 Tage	1,02-60	24	1,8	0.38
Jupiter	11,86 Jahre alt	0,410	12.9	1,3	2,53
Saturn	29,46 Jahre alt	0,427	9,7	2,5	1,07
Uranus	84,01 Jahre	0,45	6,8	0,8	0,92
Neptun	164,8 Jahre	0,67	5,3	1,8	1,19
Pluto	247,7 Jahre	6,3867	4,7	17,2	0.05

Planet	Durchmesser in km	Entfernung von der Sonne, in Millionen km	Anzahl der Monde	Äquatordurchmesser (km)	Masse (Erde = 1)	Dichte (Wasser = 1)	Volumen (Erde = 1)
Quecksilber	4878	58	0	4880	0,055	5,43	0,06
Venus	12103	108	0	12104	0,814	5,24	0,86
Erde	12756	150	1	12756	1	5,52	1
Mars	6794	228	2	6794	0,107	3,93	0,15
Jupiter	143800	778	16	142984	317,8	1,33	1323
Saturn	120 OOO	1429	17	120536	95,16	0,71	752
Uranus	52400	2875	15	51118	14,55	1,31	64
Neptun	49400	4504	8	49532	17,23	1,77	54
Pluto	1100	5913	1	2320	0,0026	1,1	0,01

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Vortrag zum Thema:

Folie Nummer 1

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Folie Nummer 2

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Heutzutage gehen die meisten Menschen davon aus, dass die Sonne im Zentrum des Sonnensystems steht, doch das heliozentrische Konzept tauchte nicht sofort auf. Im 2. Jahrhundert n. Chr. Claudius Ptolemäus schlug ein Modell vor, bei dem die Erde im Mittelpunkt stand (geozentrisch). Nach seinem Modell sind die Erde und andere Planeten stationär und die Sonne umkreist sie auf einer elliptischen Bahn. Das ptolemäische System wurde von Astronomen und Religionen mehrere hundert Jahre lang als korrekt angesehen. Erst im 17. Jahrhundert entwickelte Nikolaus Kopernikus ein Modell für den Aufbau des Sonnensystems, in dem die Sonne statt der Erde im Mittelpunkt stand. Das neue Modell wurde von der Kirche abgelehnt, setzte sich aber nach und nach durch, da es eine bessere Erklärung für die beobachteten Phänomene lieferte. Seltsamerweise waren die ersten Messungen von Kopernikus nicht genauer als die von Ptolemäus, nur ergaben sie viel mehr Sinn.

Folie Nummer 3

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Folie Nummer 4

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Folie Nummer 5

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SONNENSYSTEM Das Sonnensystem ist eine Gruppe astronomischer Körper, einschließlich der Erde, die einen Stern namens Sonne umkreisen und gravitativ an ihn gebunden sind. Das Gefolge der Sonne umfasst neun Planeten, etwa 50 Satelliten, mehr als 1000 beobachtete Kometen und Tausende kleinerer Körper, die als Asteroiden und Meteoriten bekannt sind.

Folie Nummer 6

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Die Sonne Die Sonne ist der zentrale Himmelskörper des Sonnensystems. Dieser Stern ist eine heiße Kugel – ich selbst bin der Erde nahe. Sein Durchmesser beträgt das 109-fache des Erddurchmessers. Es liegt in einer Entfernung von 150 Millionen Kilometern von der Erde. Die Temperatur im Inneren erreicht 15 Millionen Grad. Die Masse der Sonne ist 750-mal größer als die Masse aller Planeten, die sich um sie herum bewegen.

Folie Nummer 7

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Jupiter Jupiter ist der fünfte Planet von der Sonne und der größte Planet im Sonnensystem. Jupiter hat 16 Satelliten sowie einen etwa 6.000 km breiten Ring, der fast an den Planeten angrenzt. Jupiter hat keine feste Oberfläche, Wissenschaftler gehen davon aus, dass er flüssig oder sogar gasförmig ist. Aufgrund der großen Entfernung von der Sonne beträgt die Temperatur auf der Oberfläche dieses Planeten -130 Grad.

Folie Nummer 8

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Merkur Merkur ist der sonnennächste Planet. Die mit basaltartigem Material bedeckte Oberfläche von Merkur ist eher dunkel und der Oberfläche des Mondes sehr ähnlich. Neben Kratern (im Allgemeinen weniger tief als auf dem Mond) gibt es Hügel und Täler. Die Höhe der Berge kann bis zu 4 km erreichen. Über der Oberfläche des Merkur befinden sich Spuren einer sehr verdünnten Atmosphäre, die neben Helium auch Wasserstoff, Kohlendioxid, Kohlenstoff, Sauerstoff und Edelgase (Argon, Neon) enthält. Durch die Nähe der Sonne erwärmt sich die Oberfläche des Planeten auf bis zu +400 Grad.

Folie Nummer 9

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Saturn Saturn, der sechste Planet von der Sonne, der zweitgrößte Planet im Sonnensystem nach Jupiter; bezieht sich auf die Riesenplaneten und besteht hauptsächlich aus Gasen. Fast 100 % seiner Masse besteht aus Wasserstoff und Heliumgas. Die Oberflächentemperatur nähert sich -170 Grad. Der Planet hat keine klare feste Oberfläche, optische Beobachtungen werden durch die Undurchsichtigkeit der Atmosphäre erschwert. Saturn hat eine Rekordzahl an Satelliten, mittlerweile sind etwa 30 bekannt. Es wird angenommen, dass die Ringe aus verschiedenen Partikeln, Kalium, Blöcken unterschiedlicher Größe bestehen, die mit Eis, Schnee und Reif bedeckt sind.

Folie Nummer 10

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Venus Venus, der zweite Planet der Sonne, ist der Zwilling der Erde im Sonnensystem. Die beiden Planeten haben ungefähr den gleichen Durchmesser, die gleiche Masse, die gleiche Dichte und die gleiche Bodenzusammensetzung. Auf der Oberfläche der Venus wurden Krater, Verwerfungen und andere Anzeichen intensiver tektonischer Prozesse gefunden. Venus ist der einzige Planet im Sonnensystem, dessen eigene Rotation der Richtung seines Umlaufs um die Sonne entgegengesetzt ist. Venus hat keine Satelliten. Am Himmel leuchtet er heller als alle Sterne und ist mit bloßem Auge deutlich sichtbar. Die Temperatur an der Oberfläche beträgt +5000, weil eine Atmosphäre, die hauptsächlich aus CO2 besteht

Folie Nummer 11

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Uranus Uranus, der siebte Planet der Sonne, ist einer der Riesenplaneten. Viele Jahrhunderte lang kannten Erdastronomen nur fünf „wandernde Sterne“ – Planeten. Das Jahr 1781 war geprägt von der Entdeckung eines weiteren Planeten namens Uranus, der als erster mit einem Teleskop entdeckt wurde. Uranus hat 18 Monde. Die Atmosphäre von Uranus besteht hauptsächlich aus Wasserstoff, Helium und Methan.

Folie Nummer 12

Beschreibung der Folie:

Die Erde ist der dritte Planet von der Sonne aus. Die Erde ist der einzige Planet im Sonnensystem mit einer sauerstoffreichen Atmosphäre. Dank seiner Einzigartigkeit im Universum natürliche Bedingungen wurde zum Ort, an dem organisches Leben entstand und sich entwickelte. Nach modernen Vorstellungen entstand die Erde vor etwa 4,6 bis 4,7 Milliarden Jahren aus einer protoplanetaren Wolke, die durch die Anziehungskraft der Sonne eingefangen wurde. Die Entstehung des ersten und ältesten der untersuchten Gesteine ​​dauerte 100–200 Millionen Jahre. ____

Folie Nummer 13

Beschreibung der Folie:

Basierend auf seismischen Untersuchungen wird die Erde herkömmlicherweise in drei Regionen unterteilt: Kruste, Mantel und Kern (in der Mitte). Die äußere Schicht (Kruste) hat eine durchschnittliche Dicke von etwa 35 km. Bis in eine Tiefe von etwa 35 bis 2885 km erstreckt sich der Erdmantel, der auch Silikathülle genannt wird. Es ist durch einen scharfen Rand von der Rinde getrennt. Eine weitere durch seismische Methoden nachgewiesene Grenze zwischen dem Mantel und dem äußeren Kern befindet sich in einer Tiefe von 2775 km. In Tiefen über 5120 km gibt es schließlich einen Feststoff innerer Kern, was 1,7 % der Erdmasse ausmacht.

Folie Nummer 14

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Die Erde dreht sich in 23 Stunden 56 Minuten 4,1 Sekunden um die eigene Achse. Die lineare Geschwindigkeit der Erdoberfläche am Äquator beträgt etwa 465 m/s. Die Rotationsachse ist in einem Winkel von 66° 33 „22“ zur Ebene der Ekliptik geneigt. Diese Neigung und die jährliche Drehung der Erde um die Sonne bestimmen den Wechsel der Jahreszeiten, der für das Klima der Erde äußerst wichtig ist. und seine eigene Rotation – der Wechsel von Tag und Nacht.

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Neptun Neptun ist der achte Planet von der Sonne aus. Es hat ein Magnetfeld. Astronomen glauben, dass Neptun unterhalb der Atmosphäre, in einer Tiefe von etwa 10.000 km, ein „Ozean“ aus Wasser, Methan und Ammoniak ist. Es gibt 8 Satelliten, die sich um Neptun bewegen. Der größte von ihnen ist Triton. Dieser Planet ist nach dem antiken römischen Meeresgott benannt. Die Position von Neptun wurde von Wissenschaftlern berechnet und erst dann 1864 mit einem Teleskop entdeckt.

Folie Nummer 17

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Mars Mars ist der vierte Planet von der Sonne aus. Eine qualitativ neue Ebene der Erforschung des Mars begann 1965, als für diese Zwecke Raumfahrzeuge eingesetzt wurden, die zunächst den Planeten umkreisten und dann (seit 1971) auf seine Oberfläche herabstiegen. Der Marsmantel ist reich an Eisensulfid, das auch in den untersuchten Oberflächengesteinen in nennenswerten Mengen gefunden wurde. Der Planet erhielt seinen Namen zu Ehren des antiken römischen Kriegsgottes. Der Wechsel der Jahreszeiten ist auf dem Planeten spürbar. Hat zwei Satelliten.

Folie Nummer 18

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Pluto Pluto ist von der Sonne aus gesehen der neuntgrößte Planet im Sonnensystem. 1930 entdeckte Clyde Thombaug Pluto in der Nähe einer der durch theoretische Berechnungen vorhergesagten Regionen. Plutos Masse ist jedoch so gering, dass die Entdeckung zufällig infolge intensiver Erforschung des Teils des Himmels erfolgte, auf den die Vorhersagen aufmerksam gemacht hatten. Pluto ist etwa 40-mal weiter von der Sonne entfernt als die Erde. Pluto verbringt pro Umlauf um die Sonne fast 250 Erdenjahre. Seit der Entdeckung ist ihm noch keine einzige vollständige Revolution gelungen.

Folie Nummer 19

Beschreibung der Folie:

Am meisten, am meisten, am meisten ... Merkur ist der Planet, der der Sonne am nächsten istPluto ist der Planet, der am weitesten von der Sonne entfernt istAuf der Venus die höchste OberflächentemperaturNur auf der Erde gibt es LebenAuf der Venus ist ein Tag länger als ein JahrJupiter ist der größte PlanetDer Saturn hat den größten Anzahl der Satelliten Pluto ist der kleinste PlanetJupiter ist der kälteste » Der Planet Saturn hat das ungewöhnlichste und farbenfrohste Aussehen.

Folie Nummer 20

Beschreibung der Folie:

Kontrollfragen Nennen Sie den größten Planeten? Nennen Sie den kleinsten Planeten? Der sonnennächste Planet? Planet, auf dem Leben existiert? Planet, der erstmals mit einem Teleskop entdeckt wurde? Welcher Planet wurde nach dem Kriegsgott benannt? Welcher Planet hat die hellsten Ringe? Ein Himmelskörper Körper, der Licht und Wärme ausstrahlt? Welcher Planet wurde nach der Göttin des Krieges und der Schönheit benannt? Ein Planet, der „mit der Spitze einer Feder“ entdeckt wurde

Folie Nummer 21

Beschreibung der Folie:

Vier Jahrhunderte harter Arbeit von Wissenschaftlern – Astronomen, Mathematikern, Physikern, die die besten Beobachtungen und tiefgreifende theoretische Studien machten – waren nötig, um die Merkmale des Planetensystems und in gewissem Maße die Natur der ihm am nächsten stehenden Planetenkörper herauszufinden Erde.

Wir sehen unsere Erde zwischen neun großen Planeten, die sich um die Sonne drehen. Sie befinden sich in der folgenden Reihenfolge in der Entfernung von der Sonne: Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto. Die ersten fünf sind seit der Antike bekannt. Uranus wurde 1781 „zufällig“ von Herschel entdeckt. Die Existenz von Neptun wurde 1846 entdeckt (und davor theoretisch vorhergesagt). 1930 wurde auch Pluto in der Nähe des theoretisch berechneten Ortes entdeckt.

Die Bahnen der Planeten weichen von Kreisen ab – das sind leicht verlängerte elliptische Kurven. Die Planeten bewegen sich nach den Keplerschen Gesetzen – in der Nähe schneller Perihel- der Punkt der Umlaufbahn, der der Sonne am nächsten liegt, langsamer - nahe Aphel. Die Umlaufperioden hängen von den durchschnittlichen Entfernungen ab – auf der Halbachse der Umlaufbahn: P = a 3/2. Astronomen messen Entfernungen im Sonnensystem in astronomischen Einheiten. Die astronomische Einheit ist die durchschnittliche Entfernung der Erde von der Sonne. Das entspricht 149,6 Millionen km.

Die Größen der Planeten wurden gemessen, ihre Massen wurden bestimmt. Für einige Planeten ist bekannt, wie sie sich um ihre Achse drehen. Tabelle 1 enthält einige wichtige Informationen zu den Planeten und einzelnen Monden.

Die Erde ist daher tatsächlich ein durchschnittlicher Planet, sowohl in Bezug auf die Position relativ zur Sonne als auch in Bezug auf die Größe. Venus zum Beispiel ist nur geringfügig kleiner. Die Rotation des Mars um seine Achse ist der Rotation der Erde sehr ähnlich; Es bestimmt den Wechsel der Jahreszeiten und die Lage der Klimazonen Erdoberfläche. Jupiter ist ein Riesenplanet. Es hat einen 11-mal größeren Durchmesser als die Erde und eine 318-mal größere Masse. Eine merkwürdige Anomalie ist der ferne Pluto, der seit seiner Entdeckung noch nicht einmal ein Achtel seiner Umlaufbahn um die Sonne zurückgelegt hat. Pluto hat fast die gleiche Größe wie Merkur und viele Astronomen halten ihn für einen Körper, der nach einer Katastrophe aus dem Neptunsystem entkommen ist.

Ein interessantes Problem sind die Satelliten der Planeten. Bisher wurden 31 Satelliten entdeckt. Sieben davon sind groß. Solche Satelliten sind der Mond oder Ganymed (in der Nähe von Jupiter) oder Titan (in der Nähe von Saturn). Sie sind fast so groß wie Merkur und nur geringfügig kleiner als Pluto oder Mars. Der Rest der Satelliten ist klein. Ihre Durchmesser werden nur in Hunderten, Dutzenden oder sogar mehreren Kilometern gemessen.

Saturn ist von vielen kleinen Monden und Gas- und Eismassen umgeben, die zusammen einen Ring um den Planeten bilden, der auch mit kleinen Teleskopen sichtbar ist. Offenbar findet man einen ähnlichen Ring, nur viel schwächer, auch bei Jupiter.

Die Familie der Asteroiden und Meteoroiden besteht aus vielen kosmischen Felsbrocken und Steinen. Astronomen kennen bereits mehr als 1.600 Kleinplaneten und unzählige Steine, die oft auf die Erde treffen und in Form von Meteoriten auf ihre Oberfläche fallen. Sie fliegen mit kosmischen Geschwindigkeiten von mehreren zehn Kilometern pro Sekunde durch die Erdatmosphäre und bilden die Phänomene Feuerbälle und Meteore. Durch die Untersuchung dieser Phänomene und die Untersuchung von Meteoriten in Labors stellen Wissenschaftler die Natur und den Ursprung zahlreicher kleiner Körper fest, die den interplanetaren Raum „verstopfen“. Ihre Zahl ist sehr groß und die Gesamtmasse nähert sich offenbar der Masse der Erde. Alle Kleinplaneten und viele Meteoroiden bewegen sich auf elliptischen Bahnen und gehören zum Sonnensystem.

Es gibt sogar noch mehr Kometen im Sonnensystem, die sich sowohl auf kurzen periodischen als auch auf sehr ausgedehnten Umlaufbahnen bewegen. Es dauert 30 Millionen Jahre, bis der Komet die Grenzen des Sonnensystems (die Grenzen des Wirkungsbereichs der Sonne) erreicht, also 150.000 Astronomische Einheiten passiert und wieder zur Sonne zurückkehrt. Die verschwommenen Köpfe und Schweife von Kometen bestehen aus Gas und Staub, die durch die Verdunstung von „kontaminiertem“ Eis in Kometenkernen entstehen. Kometen sind relativ neu entstandene Körper, die noch große Mengen gefrorener Gase enthalten.

Die Sonne kontrolliert dank ihrer Anziehungskraft die Bewegung von Planeten und Kometen, Weltraumblöcken usw eine unendliche Zahl Staubpartikel - Meteorpartikel. Es hat auch andere Auswirkungen auf die Planeten und Kleinkörper des Sonnensystems.

Die Sonne ist ein Stern wie „Milliarden Sterne, die am Nachthimmel leuchten“.

Nachdem sie die Entfernung zur Sonne bestimmt hatten, waren die Astronomen überzeugt, dass ihre Ausmaße tatsächlich kolossal sind. Obwohl am Himmel der scheinbare Durchmesser der Sonne dem Monddurchmesser entspricht oder sogar etwas kleiner ist, ist die Entfernung zur Sonne (149,6 Millionen km oder 1 astronomische Einheit) 400-mal größer als die Entfernung des Mondes von der Erde; Daher muss die Sonne genauso oft größer sein als der Mond. Wenn der Monddurchmesser 3,5.000 km beträgt, beträgt die Größe der Sonne 1.400.000 km, 109-mal größer als die der Erde.

Durch die Messung der von der Sonne kommenden Energiemenge und der Stärke ihres Lichts ermittelten Wissenschaftler die Temperatur ihrer Oberfläche, die 6000 °C erreichte, und stellten sicher, dass die Sonne eine riesige Kugel aus heißem Gas ist Materie) ist 330.000-mal größer als die Erde und fast 7/10-mal so groß wie die Gesamtmasse aller großen Planeten.

Die Sonne spielt bei allen Prozessen auf der Erde eine entscheidende Rolle, weshalb ihre Erforschung nicht nur von theoretischer, sondern auch von großer praktischer Bedeutung ist.

Es wurde ein kontinuierlicher Sonnendienst geschaffen, der mit Hilfe optischer Sonnenteleskope sowie Radioteleskope Beobachtungen von Prozessen auf der Sonnenoberfläche durchführt. Registrierung und Untersuchung von Sonnenflecken – riesige elektromagnetische Wirbel in Sonnenatmosphäre. Ihre Ausmaße überschreiten manchmal Zehn- und Hunderttausende Kilometer; Die Stärke von Magnetfeldern an Orten, die Astronomen zu messen gelernt haben, übersteigt oft Tausende von Gauß (Gauß ist eine Einheit der Stärke). Magnetfeld). Über der hellen Oberfläche der Sonne - Photosphäre- Es befinden sich Schichten verdünnterer, heißer Gase Chromosphäre. Sie steigen oft in Form von der Oberfläche auf Vorsprünge bis zu einer Höhe von Hunderttausenden Kilometern. In der Chromosphäre und sogar in den oberen Teilen der Sonnenatmosphäre - Sonnenkorona, deutlich sichtbar bei totalen Sonnenfinsternissen, spielen sich grandiose Wirbelstürme und Stürme ab.

Diese Prozesse werden durch starke elektromagnetische Kräfte gesteuert, die in der ionisierten Sonnenmaterie – im Sonnenplasma – entstehen.

Die Strahlen der Sonnenkorona sind Ströme von Sonnenmaterie – Korpuskularströme, die hauptsächlich aus Atomkernen (hauptsächlich aus Wasserstoffatomkernen – Protonen) und Elektronen bestehen.

MIT besondere Aufmerksamkeit Untersucht werden Explosionen auf der Sonne, die zu Blitzen ultravioletter und Röntgenstrahlung sowie zum Ausstoß von Sonnenkörperchen und einer großen Menge harter kosmischer Teilchen führen. Vor etwa 30 Jahren entdeckten Wissenschaftler, dass die Sonne eine Quelle von Radiowellen ist. Mittlerweile überwachen an vielen Observatorien der Welt spezielle Radioteleskope kontinuierlich die Sonne und registrieren ihre Strahlung im Meter-, Zentimeter- und Millimeterwellenbereich. Die in Form von Aufzeichnungen gewonnenen Daten zeigen ein Bild mächtiger Prozesse, die auf der Sonnenoberfläche ablaufen. Wenn es in Sonnenfleckenregionen zu gigantischen Explosionen kommt, können Astronomen anhand von Radioemissionsausbrüchen die Geschwindigkeit der Sonnenmaterie bestimmen, die Zehntausende oder sogar Hunderttausende Kilometer pro Sekunde erreicht. Mit einer Geschwindigkeit nahe der Lichtgeschwindigkeit rasen Teilchen der kosmischen Strahlung. Durch Sonnenexplosionen entstehen schnelle kosmische Teilchen, die den interplanetaren Raum durchdringen.

Die Hauptursache der Sonnenstrahlung und aller Prozesse auf der Sonne ist offenbar die in der Sonne erzeugte atomare (thermonukleare) Energie. Bei einer Temperatur von 13 bis 20 Millionen Grad im Inneren der Sonne wird Wasserstoff in Helium umgewandelt und ein Teil der intraatomaren Energie freigesetzt. Es stellt sich heraus, dass es ausreicht, um die hohe Temperatur der Sterne über Millionen und Abermilliarden Jahre aufrechtzuerhalten.

Astronomen und Physiker arbeiten hart daran, die Natur von Sonneneruptionen zu entschlüsseln. Einige Forscher glauben, dass, wenn sich geladene Sonnenmaterie (ionisiertes Gas) in einem Magnetfeld bewegt, Ströme komprimiert werden können, was zu Explosionen führt. Der Akademiker V. A. Ambartsumyan gibt zu, dass Explosionen durch die Freisetzung von Materie aus den zentralen Regionen, die sich in einem superdichten „prästellaren“ Zustand befindet, auf die Sonnenoberfläche entstehen. Der Übergang von einem superdichten Zustand zu einem Zustand gewöhnlichen verdünnten, erhitzten Gases sollte zu Explosionen führen. In manchen Sternen nehmen diese Explosionen das Ausmaß grandioser kosmischer Katastrophen an.

Ohne die Natur solarer Prozesse zu klären, ist es unmöglich, die Eigenschaften der Erde zu verstehen, da die Sonne eine entscheidende Rolle im Leben der Erde und anderer uns am nächsten stehender Planeten spielt. Die Sonne strahlt eine große Menge Licht, Wärme, Radiowellen und geladene Teilchen aus. In einer Sekunde verschwendet die Sonne Energie in der Größenordnung von Hunderten Milliarden Kilowatt, also mehr als tausendmal mehr, als durch die Verbrennung aller auf der Erde vorhandenen Kohlereserven gewonnen werden könnte. Von dieser Energie erhält die Erde nur einen zweimilliardsten Teil, aber selbst das sind Zehntausende Millionen Kilowatt.

Das Leben von Pflanzen und Tieren wird durch die Energie der Sonne unterstützt und entwickelt. Gleichzeitig bestimmen die Prozesse der Sonnenaktivität – ultraviolette Strahlung der Sonne, aus der Sonnenoberfläche austretende Korpuskularströme – viele Merkmale von Phänomenen auf der Erde. Von ihnen hängen der Zustand der Strahlungsgürtel um die Erde und Schwankungen des Erdmagnetfeldes ab. Ströme harter ultravioletter Strahlung und geladener Teilchen ionisieren die oberen Schichten unserer Atmosphäre und bestimmen die Bedingungen für die Ausbreitung von Radiowellen, die Bedingungen für die Funkkommunikation auf der Erdoberfläche.

Aufregung in Obere Atmosphäre(Ionosphäre) wird in die unteren Schichten, in die Troposphäre, übertragen, wo sich alle Wetterphänomene abspielen.

Der durch Sonnenenergie verursachte gigantische Wasserkreislauf – die Verdunstung von Meerwasser und der Transport von Wasserdampf und Wassertröpfchen durch Winde – hängt in gewissem Maße vom Rhythmus der Sonnenaktivität ab. Deshalb beeinflusst der 11-Jahres-Zyklus der Sonnenaktivität das Wachstum von Bäumen und Pflanzen. Allerdings sind längst noch nicht alle Aspekte dieses Zusammenhangs zwischen Sonnenprozessen und Phänomenen auf der Erde aufgeklärt. Und nicht nur Astronomen, sondern auch Geophysiker, Spezialisten für Atmosphäre und Hydrosphäre, Eis, Erdströmungen und andere Phänomene sowie Biologen, Physiker, Radiophysiker und Weltraumforscher beschäftigen sich intensiv mit allen Erscheinungsformen solarer Einflüsse.

Die Erde ist der dritte Planet von der Sonne und der größte der terrestrischen Planeten. Allerdings ist er hinsichtlich Größe und Masse nur der fünftgrößte Planet im Sonnensystem, überraschenderweise aber auch der dichteste aller Planeten im System (5,513 kg/m3). Bemerkenswert ist auch, dass die Erde der einzige Planet im Sonnensystem ist, den die Menschen selbst nicht nach einem Fabelwesen benannt haben – ihr Name kommt vom altenglischen Wort „ertha“, was Erde bedeutet.

Es wird angenommen, dass die Erde vor etwa 4,5 Milliarden Jahren entstanden ist und derzeit der einzige bekannte Planet ist, auf dem überhaupt Leben möglich ist, und die Bedingungen sind so, dass es auf dem Planeten buchstäblich von Leben wimmelt.

Im Laufe der Menschheitsgeschichte haben die Menschen versucht, ihren Heimatplaneten zu verstehen. Allerdings erwies sich die Lernkurve als sehr, sehr schwierig und es wurden dabei viele Fehler gemacht. Beispielsweise wurde die Welt bereits vor der Existenz der alten Römer als flach und nicht als kugelförmig verstanden. Das zweite klare Beispiel ist der Glaube, dass sich die Sonne um die Erde dreht. Erst im 16. Jahrhundert erfuhren die Menschen dank der Arbeit von Kopernikus, dass die Erde eigentlich nur ein Planet ist, der sich um die Sonne dreht.

Die vielleicht wichtigste Entdeckung in Bezug auf unseren Planeten in den letzten zwei Jahrhunderten ist, dass die Erde sowohl ein gemeinsamer als auch ein einzigartiger Ort im Sonnensystem ist. Einerseits sind viele seiner Eigenschaften eher gewöhnlich. Nehmen wir zum Beispiel die Größe eines Planeten, sein Inneres und geologische Prozesse: ihr Interne Struktur praktisch identisch mit den anderen drei terrestrischen Planeten im Sonnensystem. Auf der Erde finden nahezu die gleichen geologischen Prozesse statt, die die Oberfläche bilden und für ähnliche Planeten und viele Planetensatelliten charakteristisch sind. Mit all dem hat die Erde jedoch ein einfaches riesige Menge absolut einzigartige Eigenschaften, die ihn deutlich von fast allen derzeit bekannten terrestrischen Planeten unterscheiden.

Eine der notwendigen Voraussetzungen für die Existenz des Lebens auf der Erde ist zweifellos ihre Atmosphäre. Es besteht aus etwa 78 % Stickstoff (N2), 21 % Sauerstoff (O2) und 1 % Argon. Es enthält auch sehr geringe Mengen Kohlendioxid (CO2) und andere Gase. Bemerkenswert ist, dass Stickstoff und Sauerstoff für die Bildung von Desoxyribonukleinsäure (DNA) und die Produktion biologischer Energie notwendig sind, ohne die Leben nicht existieren kann. Darüber hinaus schützt der in der Ozonschicht der Atmosphäre vorhandene Sauerstoff die Erdoberfläche und absorbiert schädliche Sonnenstrahlung.

Es ist merkwürdig, dass eine erhebliche Menge des in der Atmosphäre vorhandenen Sauerstoffs auf der Erde entsteht. Es entsteht als Nebenprodukt der Photosynthese, wenn Pflanzen Kohlendioxid aus der Atmosphäre in Sauerstoff umwandeln. Im Wesentlichen bedeutet dies, dass ohne Pflanzen die Menge an Kohlendioxid in der Atmosphäre viel höher und der Sauerstoffgehalt viel niedriger wäre. Einerseits ist es wahrscheinlich, dass die Erde bei einem Anstieg des Kohlendioxidgehalts unter dem Treibhauseffekt leidet. Wenn andererseits der Kohlendioxidanteil sogar noch geringfügig geringer wird, würde ein Rückgang des Treibhauseffekts zu einer starken Abkühlung führen. Somit trägt der aktuelle Kohlendioxidgehalt zu einem idealen Wohlfühltemperaturbereich von -88°C bis 58°C bei.

Wenn man die Erde aus dem Weltraum beobachtet, fallen einem als erstes die Ozeane aus flüssigem Wasser ins Auge. Bezogen auf die Fläche bedecken die Ozeane etwa 70 % der Erde, was eines der einzigartigsten Merkmale unseres Planeten darstellt.

Ebenso wie die Erdatmosphäre ist das Vorhandensein von flüssigem Wasser ein notwendiges Kriterium für die Erhaltung von Leben. Wissenschaftler glauben, dass das Leben auf der Erde zum ersten Mal vor 3,8 Milliarden Jahren im Ozean entstand und die Fähigkeit, sich an Land fortzubewegen, erst viel später bei Lebewesen entstand.

Planetologen erklären die Anwesenheit von Ozeanen auf der Erde auf zwei Arten. Die erste davon ist die Erde selbst. Es wird angenommen, dass die Atmosphäre des Planeten während der Entstehung der Erde große Mengen Wasserdampf einfangen konnte. Im Laufe der Zeit wurde dieser Wasserdampf aufgrund der geologischen Mechanismen des Planeten, vor allem seiner vulkanischen Aktivität, in die Atmosphäre freigesetzt, woraufhin dieser Dampf in der Atmosphäre kondensierte und in Form von flüssigem Wasser auf die Oberfläche des Planeten fiel. Eine andere Version legt nahe, dass die Kometen, die in der Vergangenheit auf die Erdoberfläche fielen, die Wasserquelle waren, das Eis, das in seiner Zusammensetzung vorherrschte und die bestehenden Reservoire auf der Erde bildete.

Bodenbelag

Trotz der Tatsache, dass Großer Teil Die Erdoberfläche liegt unter ihren Ozeanen, die „trockene“ Oberfläche weist viele Besonderheiten auf. Vergleicht man die Erde mit anderen Festkörpern im Sonnensystem, so unterscheidet sich ihre Oberfläche deutlich, da sie keine Krater aufweist. Laut Planetenforschern bedeutet dies nicht, dass die Erde zahlreichen Einschlägen kleiner kosmischer Körper entgangen ist, sondern vielmehr, dass die Beweise für solche Einschläge gelöscht wurden. Dafür können viele geologische Prozesse verantwortlich sein, aber die beiden wichtigsten sind Verwitterung und Erosion. Es wird angenommen, dass es in vielerlei Hinsicht der doppelte Einfluss dieser Faktoren war, der die Löschung der Kraterspuren von der Erdoberfläche beeinflusste.

Durch die Verwitterung werden Oberflächenstrukturen in kleinere Stücke zerbrochen, ganz zu schweigen von den chemischen und physikalischen Mitteln der Verwitterung. Ein Beispiel für chemische Verwitterung ist saurer Regen. Ein Beispiel für physikalische Verwitterung ist der Abrieb von Flussbetten durch im fließenden Wasser enthaltene Steine. Der zweite Mechanismus, die Erosion, ist im Wesentlichen die Auswirkung der Bewegung von Wasser-, Eis-, Wind- oder Erdpartikeln auf das Relief. So wurden unter dem Einfluss von Verwitterung und Erosion Einschlagskrater auf unserem Planeten „gelöscht“, wodurch sich einige Reliefmerkmale bildeten.

Wissenschaftler identifizieren außerdem zwei geologische Mechanismen, die ihrer Meinung nach zur Gestaltung der Erdoberfläche beigetragen haben. Der erste Mechanismus dieser Art ist die vulkanische Aktivität – der Prozess der Freisetzung von Magma (geschmolzenes Gestein) aus dem Erdinneren durch Lücken in der Erdkruste. Möglicherweise aufgrund vulkanischer Aktivität. Erdkruste veränderte sich und es entstanden Inseln (ein gutes Beispiel sind die Hawaii-Inseln). Der zweite Mechanismus bestimmt die Gebirgsbildung bzw. die Gebirgsbildung infolge der Kompression tektonischer Platten.

Struktur des Planeten Erde

Wie andere terrestrische Planeten besteht die Erde aus drei Komponenten: Kern, Mantel und Kruste. Die Wissenschaft glaubt heute, dass der Kern unseres Planeten aus zwei getrennten Schichten besteht: einem inneren Kern aus festem Nickel und Eisen und einem äußeren Kern aus geschmolzenem Nickel und Eisen. Gleichzeitig ist der Mantel ein sehr dichtes und fast vollständig festes Silikatgestein – seine Dicke beträgt etwa 2850 km. Die Kruste besteht ebenfalls aus Silikatgestein und unterscheidet sich in ihrer Dicke. Während kontinentale Krustenschichten 30 bis 40 Kilometer dick sind, ist die ozeanische Kruste mit nur 6 bis 11 Kilometern viel dünner.

Ein weiteres Unterscheidungsmerkmal der Erde im Vergleich zu anderen terrestrischen Planeten besteht darin, dass ihre Kruste in kalte, starre Platten unterteilt ist, die auf dem darunter liegenden heißeren Mantel ruhen. Darüber hinaus sind diese Platten ständig in Bewegung. Entlang ihrer Grenzen laufen in der Regel zwei Prozesse gleichzeitig ab, die sogenannte Subduktion und Ausbreitung. Bei der Subduktion kommen zwei Platten in Kontakt, wodurch Erdbeben entstehen und eine Platte über die andere läuft. Der zweite Vorgang ist die Trennung, bei der sich zwei Platten voneinander entfernen.

Umlaufbahn und Rotation der Erde

Für eine vollständige Umrundung der Sonne benötigt die Erde etwa 365 Tage. Die Länge unseres Jahres hängt zu einem großen Teil von der durchschnittlichen Umlaufentfernung der Erde ab, die 1,50 x 10 hoch 8 km beträgt. Bei dieser Umlaufbahnentfernung dauert es durchschnittlich etwa acht Minuten und zwanzig Sekunden, bis das Sonnenlicht die Erdoberfläche erreicht.

Mit einer Exzentrizität der Umlaufbahn von 0,0167 ist die Erdumlaufbahn eine der kreisförmigsten im gesamten Sonnensystem. Das bedeutet, dass der Unterschied zwischen Perihel und Aphel der Erde relativ gering ist. Aufgrund dieses geringen Unterschieds bleibt die Intensität des Sonnenlichts auf der Erde das ganze Jahr über nahezu gleich. Allerdings bestimmt die Position der Erde in ihrer Umlaufbahn diese oder jene Jahreszeit.

Die Neigung der Erdachse beträgt etwa 23,45°. Gleichzeitig benötigt die Erde 24 Stunden für eine Umdrehung um ihre Achse. Dies ist die schnellste Rotation unter den terrestrischen Planeten, jedoch etwas langsamer als bei allen Gasplaneten.

Früher galt die Erde als Mittelpunkt des Universums. 2000 Jahre lang glaubten antike Astronomen, dass die Erde statisch sei und andere Himmelskörper sich auf Kreisbahnen um sie bewegten. Zu diesem Schluss kamen sie, indem sie die scheinbare Bewegung der Sonne und der Planeten beobachteten, wenn man sie von der Erde aus betrachtet. Im Jahr 1543 veröffentlichte Kopernikus sein heliozentrisches Modell des Sonnensystems, in dem die Sonne im Zentrum unseres Sonnensystems steht.

Die Erde ist der einzige Planet im System, der nicht nach mythologischen Göttern oder Göttinnen benannt ist (die anderen sieben Planeten im Sonnensystem wurden nach römischen Göttern oder Göttinnen benannt). Damit sind die fünf mit bloßem Auge sichtbaren Planeten gemeint: Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn. Der gleiche Ansatz wurde mit den Namen der antiken römischen Götter nach der Entdeckung von Uranus und Neptun verfolgt. Das gleiche Wort „Erde“ kommt vom altenglischen Wort „ertha“, was „Erde“ bedeutet.

Die Erde ist der dichteste Planet im Sonnensystem. Die Dichte der Erde ist in jeder Schicht des Planeten unterschiedlich (der Kern ist beispielsweise dichter als die Erdkruste). Die durchschnittliche Dichte des Planeten beträgt etwa 5,52 Gramm pro Kubikzentimeter.

Die Gravitationswechselwirkung zwischen der Erde und den Gezeiten verursacht die Gezeiten auf der Erde. Es wird angenommen, dass der Mond durch die Gezeitenkräfte der Erde blockiert wird, sodass seine Rotationsperiode mit der der Erde übereinstimmt und er unserem Planeten immer mit der gleichen Seite zugewandt ist.

Inhalt

8. Unsere Galaxie

1. Struktur und Zusammensetzung des Sonnensystems. Zwei Planetengruppen

Unsere Erde ist einer der 8 großen Planeten, die sich um die Sonne drehen. In der Sonne ist der Großteil der Materie des Sonnensystems konzentriert. Die Masse der Sonne beträgt das 750-fache der Masse aller Planeten und das 330.000-fache der Masse der Erde. Unter dem Einfluss seiner Anziehungskraft bewegen sich die Planeten und alle anderen Körper des Sonnensystems um die Sonne.

Die Abstände zwischen der Sonne und den Planeten sind um ein Vielfaches größer als ihre Größe, und es ist fast unmöglich, ein solches Diagramm zu zeichnen, das einen einzigen Maßstab für die Sonne, die Planeten und die Abstände zwischen ihnen berücksichtigt. Der Durchmesser der Sonne ist 109-mal größer als der der Erde, und der Abstand zwischen ihnen beträgt etwa das gleiche Vielfache des Sonnendurchmessers. Darüber hinaus ist die Entfernung von der Sonne zum letzten Planeten des Sonnensystems (Neptun) 30-mal größer als die Entfernung zur Erde. Wenn wir unseren Planeten als Kreis mit einem Durchmesser von 1 mm darstellen, dann ist die Sonne etwa 11 m von der Erde entfernt und ihr Durchmesser beträgt etwa 11 cm. Die Umlaufbahn des Neptun wird als Kreis dargestellt mit einem Radius von 330 m. Daher geben sie meist kein modernes Diagramm des Sonnensystems an, sondern nur eine Zeichnung aus dem Buch des Kopernikus „Über die Zirkulation der Himmelskreise“ mit anderen, sehr ungefähren Proportionen.

Von physikalische Eigenschaften Die großen Planeten werden in zwei Gruppen eingeteilt. Einer von ihnen – die Planeten der Erdgruppe – ist die Erde und ähnliche Merkur, Venus und Mars. Der zweite umfasst die Riesenplaneten: Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun (Tabelle 1).

Tabelle 1

Lage und physikalische Eigenschaften der großen Planeten

Bis 2006 am weitesten von der Sonne entfernt großer Planet betrachtet Pluto. Nun gehört er zusammen mit anderen Objekten ähnlicher Größe – seit langem bekannten großen Asteroiden (siehe § 4) und Objekten, die am Rande des Sonnensystems entdeckt wurden – zu den Zwergplaneten.

Die Einteilung der Planeten in Gruppen lässt sich anhand von drei Merkmalen (Masse, Druck, Rotation) verfolgen, am deutlichsten jedoch anhand der Dichte. Planeten, die zur gleichen Gruppe gehören, unterscheiden sich nur unwesentlich in ihrer Dichte, während die durchschnittliche Dichte terrestrischer Planeten etwa fünfmal größer ist als die durchschnittliche Dichte von Riesenplaneten (siehe Tabelle 1).

Der größte Teil der Masse der Erdplaneten besteht aus fester Materie. Die Erde und andere Planeten der Erdgruppe bestehen aus Oxiden und anderen Verbindungen schwerer chemischer Elemente: Eisen, Magnesium, Aluminium und anderen Metallen sowie Silizium und anderen Nichtmetallen. Die vier am häufigsten vorkommenden Elemente in der festen Hülle unseres Planeten (Lithosphäre) – Eisen, Sauerstoff, Silizium und Magnesium – machen über 90 % seiner Masse aus.

Die geringe Dichte der Riesenplaneten (bei Saturn ist sie geringer als die Dichte von Wasser) erklärt sich dadurch, dass sie hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestehen, die überwiegend in gasförmigem und flüssigem Zustand vorliegen. Die Atmosphären dieser Planeten enthalten auch Wasserstoffverbindungen – Methan und Ammoniak. Unterschiede zwischen den Planeten der beiden Gruppen traten bereits im Stadium ihrer Entstehung auf (siehe § 5).

Von den Riesenplaneten lässt sich Jupiter am besten untersuchen, auf dem selbst in einem kleinen Schulteleskop zahlreiche dunkle und helle Streifen sichtbar sind, die sich parallel zum Äquator des Planeten erstrecken. So sehen Wolkenformationen in seiner Atmosphäre aus, deren Temperatur nur -140 °C beträgt und deren Druck etwa dem an der Erdoberfläche entspricht. Die rotbraune Farbe der Bänder ist offenbar darauf zurückzuführen, dass sie neben den Ammoniakkristallen, die die Grundlage der Wolken bilden, verschiedene Verunreinigungen enthalten. Die von Raumsonden aufgenommenen Bilder zeigen Spuren intensiver und manchmal anhaltender atmosphärischer Prozesse. So wird seit über 350 Jahren auf Jupiter ein atmosphärischer Wirbel beobachtet, der als Großer Roter Fleck bezeichnet wird. In der Erdatmosphäre existieren Zyklone und Hochdruckgebiete im Durchschnitt etwa eine Woche lang. Auf anderen Riesenplaneten wurden atmosphärische Strömungen und Wolken von Raumsonden aufgezeichnet, obwohl sie weniger entwickelt sind als auf Jupiter.

Struktur. Es wird angenommen, dass Wasserstoff bei Annäherung an das Zentrum der Riesenplaneten aufgrund eines Druckanstiegs von einem gasförmigen in einen gasförmigen Zustand übergehen sollte, in dem seine gasförmige und flüssige Phase nebeneinander existieren. Im Zentrum des Jupiter ist der Druck millionenfach höher als der atmosphärische Druck auf der Erde, und Wasserstoff erhält die für Metalle charakteristischen Eigenschaften. In den Tiefen des Jupiter bildet metallischer Wasserstoff zusammen mit Silikaten und Metallen einen Kern, der etwa 1,5-mal größer und 10–15-mal größer als die Masse der Erde ist.

Gewicht. Jeder der Riesenplaneten hat mehr Masse als alle terrestrischen Planeten zusammen. Der größte Planet im Sonnensystem – Jupiter – ist im Durchmesser 11-mal größer und hat mehr als 300-mal mehr Masse als der größte Planet der Erdgruppe – die Erde.

Drehung. Die Unterschiede zwischen den Planeten der beiden Gruppen zeigen sich auch darin, dass sich die Riesenplaneten schneller um die Achse drehen, und in der Anzahl der Satelliten: Auf 4 terrestrische Planeten kommen nur 3 Satelliten, auf 4 Riesenplaneten sind es mehr als 120. Alle diese Satelliten bestehen aus den gleichen Substanzen wie die Planeten der Erdgruppe – Silikate, Oxide und Sulfide von Metallen usw. sowie Wassereis (oder Wasser-Ammoniak-Eis). Neben zahlreichen Kratern meteoritischen Ursprungs wurden auf der Oberfläche vieler Satelliten tektonische Verwerfungen und Risse in ihrer Kruste oder Eisdecke gefunden. Am überraschendsten war die Entdeckung von etwa einem Dutzend aktiver Vulkane auf dem Jupiter-nächsten Satelliten Io. Dies ist die erste zuverlässige Beobachtung vulkanischer Aktivität Erdtyp außerhalb unseres Planeten.

Riesenplaneten haben neben Satelliten auch Ringe, bei denen es sich um Ansammlungen kleiner Körper handelt. Sie sind so klein, dass sie nicht einzeln gesehen werden können. Aufgrund ihrer Umlaufbahn um den Planeten scheinen die Ringe durchgehend zu sein, obwohl beispielsweise durch die Ringe des Saturn sowohl die Oberfläche des Planeten als auch die Sterne durchscheinen. Die Ringe befinden sich in unmittelbarer Nähe des Planeten, wo keine großen Satelliten existieren können.

2. Planeten der Erdgruppe. Erde-Mond-System

Aufgrund der Anwesenheit eines Satelliten, des Mondes, wird die Erde oft als Doppelplanet bezeichnet. Dies unterstreicht sowohl die Gemeinsamkeit ihres Ursprungs als auch das seltene Verhältnis der Massen des Planeten und seines Satelliten: Der Mond ist nur 81-mal kleiner als die Erde.

In den folgenden Kapiteln des Lehrbuchs werden ausreichend detaillierte Informationen über die Beschaffenheit der Erde gegeben. Daher werden wir hier über die übrigen Planeten der Erdgruppe sprechen und sie mit unseren vergleichen, sowie über den Mond, der, obwohl er nur ein Satellit der Erde ist, seiner Natur nach zu den Körpern vom Planetentyp gehört.

Trotz des gemeinsamen Ursprungs unterscheidet sich der Mond in seiner Natur deutlich von der Erde, die durch seine Masse und Größe bestimmt wird. Aufgrund der Tatsache, dass die Schwerkraft auf der Mondoberfläche sechsmal geringer ist als auf der Erdoberfläche, ist es für Gasmoleküle viel einfacher, den Mond zu verlassen. Daher fehlt unserem natürlichen Satelliten eine wahrnehmbare Atmosphäre und Hydrosphäre.

Das Fehlen einer Atmosphäre und die langsame Rotation um die Achse (ein Tag auf dem Mond entspricht einem Erdenmonat) führen dazu, dass sich die Mondoberfläche tagsüber auf 120 °C erwärmt und auf -170 abkühlt °C nachts. Da es keine Atmosphäre gibt, ist die Mondoberfläche einem ständigen „Bombardement“ durch Meteoriten und kleinere Mikrometeoriten ausgesetzt, die mit kosmischer Geschwindigkeit (mehrere zehn Kilometer pro Sekunde) auf sie einschlagen. Dadurch ist der gesamte Mond mit einer Schicht fein verteilter Substanz – Regolith – bedeckt. Wie amerikanische Astronauten, die auf dem Mond waren, beschrieben haben und wie Fotografien der Spuren von Mondfahrzeugen zeigen, ähnelt Regolith hinsichtlich seiner physikalischen und mechanischen Eigenschaften (Partikelgröße, Festigkeit usw.) nassem Sand.

Wenn große Körper auf die Mondoberfläche fallen, entstehen Krater mit einem Durchmesser von bis zu 200 km. Auf den Panoramen der Mondoberfläche, die von Raumfahrzeugen aufgenommen wurden, sind Krater mit einem Durchmesser von mehreren Metern und sogar Zentimetern deutlich zu erkennen.

Unter Laborbedingungen wurden Gesteinsproben von unseren automatischen Stationen „Luna“ an amerikanische Astronauten geliefert, die den Mond besuchten Raumschiff"Apollo". Dadurch konnten umfassendere Informationen gewonnen werden als bei der Analyse der Gesteine ​​von Mars und Venus, die direkt auf der Oberfläche dieser Planeten durchgeführt wurde. Mondgesteine ​​ähneln in ihrer Zusammensetzung terrestrischen Gesteinen wie Basalten, Noriten und Anorthositen. Der Mineraliengehalt in Mondgesteinen ist geringer als in terrestrischen Gesteinen, aber reicher als in Meteoriten. Unser Satellit hatte und hatte nie eine Hydrosphäre oder Atmosphäre mit der gleichen Zusammensetzung wie auf der Erde. Daher gibt es keine Mineralien, die in der Gewässerumgebung und in Gegenwart von freiem Sauerstoff gebildet werden können. Mondgesteine ​​sind im Vergleich zu terrestrischen Gesteinen arm an flüchtigen Elementen, zeichnen sich jedoch durch einen erhöhten Gehalt an Eisen- und Aluminiumoxiden sowie in einigen Fällen Titan, Kalium, Seltenerdelementen und Phosphor aus. Keine Lebenszeichen, auch nicht in Form von Mikroorganismen oder organische Verbindungen nicht auf dem Mond gefunden.

Die hellen Bereiche des Mondes – die „Kontinente“ und die dunkleren – die „Meere“ unterscheiden sich nicht nur im Aussehen, sondern auch im Relief, der geologischen Geschichte und der chemischen Zusammensetzung der sie bedeckenden Substanz. Auf der jüngeren, mit erstarrter Lava bedeckten Oberfläche der „Meere“ gibt es weniger Krater als auf der älteren Oberfläche der „Kontinente“. An verschiedenen Stellen des Mondes sind Reliefformen wie Risse erkennbar, entlang derer sich die Kruste vertikal und horizontal verschiebt. In diesem Fall bilden sich nur verwerfungsartige Berge und auf dem Mond gibt es keine für unseren Planeten typischen gefalteten Berge.

Das Fehlen von Erosions- und Verwitterungsprozessen auf dem Mond ermöglicht es uns, ihn als eine Art geologisches Reservat zu betrachten, in dem über Millionen und Abermilliarden von Jahren alle in dieser Zeit entstandenen Landformen erhalten geblieben sind. So ermöglicht die Erforschung des Mondes das Verständnis der geologischen Prozesse, die in der fernen Vergangenheit auf der Erde stattfanden und von denen auf unserem Planeten keine Spuren mehr vorhanden sind.

3. Unsere Nachbarn sind Merkur, Venus und Mars

Die Hüllen der Erde – Atmosphäre, Hydrosphäre und Lithosphäre – entsprechen drei Aggregatzuständen der Materie – fest, flüssig und gasförmig. Das Vorhandensein einer Lithosphäre ist ein charakteristisches Merkmal aller Planeten der Erdgruppe. Sie können die Lithosphären nach Struktur anhand von Abbildung 1 und die Atmosphäre anhand von Tabelle 2 vergleichen.

Tabelle 2

Eigenschaften der Atmosphären der Erdplaneten (Merkur hat keine Atmosphäre)

Reis. 1. Die innere Struktur der terrestrischen Planeten

Es wird angenommen, dass die Atmosphären von Mars und Venus diese Primäratmosphäre weitgehend beibehalten haben chemische Zusammensetzung, die die Erdatmosphäre einst hatte. Im Laufe der Jahrmillionen ist der Gehalt an Kohlendioxid in der Erdatmosphäre weitgehend zurückgegangen und der Sauerstoffgehalt gestiegen. Dies ist auf die Auflösung von Kohlendioxid in Landgewässern zurückzuführen, die offenbar nie gefroren sind, sowie auf die Freisetzung von Sauerstoff aus der auf der Erde entstandenen Vegetation. Weder auf der Venus noch auf dem Mars fanden solche Prozesse statt. Darüber hinaus können moderne Studien zu den Merkmalen des Kohlendioxidaustauschs zwischen Atmosphäre und Land (unter Beteiligung der Hydrosphäre) erklären, warum die Venus ihr Wasser verlor, der Mars erstarrte und die Erde für die Entwicklung von Leben geeignet blieb. Die Existenz von Leben auf unserem Planeten lässt sich also vermutlich nicht nur mit der günstigen Entfernung zur Sonne erklären.

Das Vorhandensein der Hydrosphäre ist ein einzigartiges Merkmal unseres Planeten, das seine Entstehung ermöglicht hat moderne Komposition Atmosphäre und schaffen Bedingungen für die Entstehung und Entwicklung des Lebens auf der Erde.

Quecksilber. Dieser kleinste und sonnennächste Planet ähnelt in vielerlei Hinsicht dem Mond, der von Merkur nur geringfügig größer ist. Neben dem Mond sind Krater meteoritischen Ursprungs die zahlreichsten und charakteristischsten Objekte, auf der Oberfläche des Planeten gibt es ziemlich ebene Tiefebene – „Meere“ und unebene Hügel – „Kontinente“. Auch Struktur und Eigenschaften der Oberflächenschicht ähneln denen des Mondes.

Aufgrund des fast vollständigen Fehlens einer Atmosphäre sind die Temperaturabfälle auf der Planetenoberfläche während langer „Merkur“-Tage (176 Erdentage) noch deutlicher als auf dem Mond: von 450 auf -180 °C.

Venus. Die Abmessungen und die Masse dieses Planeten ähneln denen der Erde, die Merkmale ihrer Natur unterscheiden sich jedoch erheblich. Die Untersuchung der Oberfläche der Venus, die dem Beobachter durch eine permanente Wolkenschicht verborgen bleibt, ist erst in den letzten Jahrzehnten dank Radar-, Raketen- und Weltraumtechnologie möglich geworden.

Die Wolkenschicht der Venus, deren obere Grenze in etwa 65 km Höhe liegt, ähnelt hinsichtlich der Partikelkonzentration einem irdischen Nebel mit einer Sichtweite von mehreren Kilometern. Die Wolken können aus Tröpfchen konzentrierter Schwefelsäure, ihren Kristallen und Schwefelpartikeln bestehen. Für die Sonnenstrahlung sind diese Wolken ausreichend transparent, sodass die Beleuchtung auf der Venusoberfläche in etwa der gleichen entspricht wie auf der Erde an einem bewölkten Tag.

Über den tiefliegenden Regionen der Venusoberfläche, die den größten Teil ihrer Fläche einnehmen, erheben sich über mehrere Kilometer ausgedehnte Hochebenen, die etwa so groß sind wie Tibet. Die darauf befindlichen Gebirgszüge haben eine Höhe von 7–8 km, die höchsten erreichen eine Höhe von bis zu 12 km. In diesen Gebieten gibt es Spuren tektonischer und vulkanischer Aktivität, der größte Vulkankrater hat einen Durchmesser von etwas weniger als 100 km. Auf der Venus wurden viele Meteoritenkrater mit einem Durchmesser von 10 bis 80 km entdeckt.

Auf der Venus gibt es praktisch keine täglichen Temperaturschwankungen, ihre Atmosphäre speichert die Wärme auch an langen Tagen gut (der Planet dreht sich in 240 Tagen einmal um seine Achse). Begünstigt wird dies durch den Treibhauseffekt: Die Atmosphäre zieht trotz der Wolkenschicht vorbei genug Sonnenlicht und die Oberfläche des Planeten erwärmt sich. Allerdings wird die thermische (Infrarot-)Strahlung einer beheizten Oberfläche größtenteils vom in der Atmosphäre und den Wolken enthaltenen Kohlendioxid absorbiert. Aufgrund dieses besonderen thermischen Regimes ist die Temperatur auf der Oberfläche der Venus höher als auf dem sonnennäheren Merkur und erreicht 470 °C. Auch auf der Erde sind Erscheinungen des Treibhauseffekts, wenn auch in geringerem Ausmaß, spürbar: Bei bewölktem Wetter in der Nacht werden Boden und Luft nicht so stark gekühlt wie bei klarem Wetter. wolkenloser Himmel wenn Nachtfröste auftreten können (Abb. 2).

Reis. 2. Schema des Treibhauseffekts

Mars. Auf der Oberfläche dieses Planeten lassen sich große (mehr als 2000 km Durchmesser) Senken – „Meere“ und erhöhte Gebiete – „Kontinente“ unterscheiden. Auf ihrer Oberfläche wurden neben zahlreichen Kratern meteoritischen Ursprungs riesige Vulkankegel mit einer Höhe von 15–20 km gefunden, deren Basisdurchmesser 500–600 km erreicht. Es wird angenommen, dass die Aktivität dieser Vulkane erst vor einigen hundert Millionen Jahren aufgehört hat. Von anderen Reliefformen wurden Gebirgszüge, Risssysteme in der Kruste, riesige Schluchten und sogar Objekte, die den Betten ausgetrockneter Flüsse ähneln, festgestellt. An den Hängen sind Geröllhalden sichtbar, es gibt Bereiche, die von Dünen besetzt sind. All diese und andere Spuren atmosphärischer Erosion bestätigten die Annahmen über Staubstürme auf dem Mars.

Untersuchungen der chemischen Zusammensetzung des Marsbodens, die von den Viking-Automatikstationen durchgeführt wurden, zeigten einen hohen Gehalt an Silizium (bis zu 20 %) und Eisen (bis zu 14 %) in diesen Gesteinen. Insbesondere die rötliche Farbe der Marsoberfläche ist erwartungsgemäß auf das Vorhandensein von Eisenoxiden in Form eines auf der Erde so bekannten Minerals wie Limonit zurückzuführen.

Die natürlichen Bedingungen auf dem Mars sind sehr hart: Durchschnittstemperatur an seiner Oberfläche beträgt die Temperatur nur -60 °C und ist äußerst selten positiv. An den Polen des Mars sinkt die Temperatur auf -125 °C, wobei nicht nur Wasser gefriert, sondern sogar Kohlendioxid zu Trockeneis wird. Offenbar bestehen die Polkappen des Mars aus einer Mischung aus gewöhnlichem Eis und Trockeneis. Durch den Wechsel der Jahreszeiten, die jeweils etwa doppelt so lang sind wie auf der Erde, schmelzen die Polkappen, Kohlendioxid gelangt in die Atmosphäre und der Druck steigt. Der Druckabfall schafft Bedingungen für starke Winde, deren Geschwindigkeit 100 m/s überschreiten kann, und das Auftreten von Staubstürmen. In der Atmosphäre des Mars gibt es wenig Wasser, aber es ist wahrscheinlich, dass seine bedeutenden Reserven in einer Permafrostschicht konzentriert sind, ähnlich der, die in kalten Regionen der Erde existiert.

4. Kleine Körper des Sonnensystems

Neben den großen Planeten kreisen auch kleine Körper des Sonnensystems um die Sonne: viele kleine Planeten und Kometen.

Insgesamt wurden bisher mehr als 100.000 Kleinplaneten entdeckt, die auch Asteroiden (sternartig) genannt werden, weil sie aufgrund ihrer geringen Größe sogar durch ein Teleskop als leuchtende Punkte ähnlich den Sternen sichtbar sind. Bis vor kurzem glaubte man, dass sie sich alle hauptsächlich zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter bewegen und den sogenannten Asteroidengürtel bilden. Das größte Objekt unter ihnen ist Ceres mit einem Durchmesser von etwa 1000 km (Abb. 3). Es wird angenommen, dass Gesamtzahl Kleine Planeten mit einer Größe von mehr als 1 km können in diesem Gürtel 1 Million erreichen. Aber selbst in diesem Fall ist ihre Gesamtmasse 1000-mal geringer als die Masse der Erde.

Reis. 3. Vergleichsgrößen der größten Asteroiden

Es gibt keine grundlegenden Unterschiede zwischen den Asteroiden, die wir im Weltraum mit einem Teleskop beobachten, und den Meteoriten, die in die Hände von Menschen fallen, nachdem sie aus dem Weltraum auf die Erde gefallen sind. Meteoriten stellen keine besondere Klasse kosmischer Körper dar – sie sind Fragmente von Asteroiden. Sie können sich wie die übrigen größeren Körper des Sonnensystems Hunderte Millionen Jahre lang auf ihren Umlaufbahnen um die Sonne bewegen. Wenn sich ihre Umlaufbahnen jedoch mit der Erdumlaufbahn kreuzen, fallen sie als Meteoriten auf unseren Planeten.

Durch die Entwicklung von Beobachtungsmitteln, insbesondere durch die Installation von Instrumenten auf Raumfahrzeugen, konnte festgestellt werden, dass viele Körper mit einer Größe von 5 bis 50 m (bis zu 4 pro Monat) in der Nähe der Erde fliegen. Bisher sind etwa 20 Körper in Asteroidengröße (von 50 m bis 5 km) bekannt, deren Umlaufbahnen nahe an unserem Planeten vorbeiziehen. Die Sorge vor einer möglichen Kollision solcher Körper mit der Erde nahm nach dem Sturz des Kometen Shoemaker-Levy 9 auf Jupiter im Juli 1995 deutlich zu. Es gibt wohl immer noch keinen besonderen Grund zu der Annahme, dass die Zahl der Kollisionen mit der Erde merklich zunehmen kann (nach alle „Reserven“ meteoritischer Materie im interplanetaren Raum werden allmählich aufgebraucht). Von den Kollisionen mit katastrophalen Folgen kann man nur den Fall des Tunguska-Meteoriten im Jahr 1908 nennen, eines Objekts, das nach modernen Vorstellungen der Kern eines kleinen Kometen war.

Mit Hilfe von Raumfahrzeugen gelang es, Bilder einiger Kleinplaneten aus einer Entfernung von mehreren zehntausend Kilometern zu gewinnen. Wie erwartet erwiesen sich die Gesteine, aus denen ihre Oberfläche besteht, als ähnlich denen, die auf der Erde und dem Mond häufig vorkommen, insbesondere wurden Olivin und Pyroxen gefunden. Die Annahme, dass kleine Asteroiden eine unregelmäßige Form haben und ihre Oberfläche mit Kratern übersät ist, wurde bestätigt. Somit betragen die Abmessungen von Gaspra 19x12x11 km. In der Nähe des Asteroiden Ida (Abmessungen 56x28x28 km) wurde in einer Entfernung von etwa 100 km von seinem Zentrum ein etwa 1,5 km großer Satellit gefunden. Etwa 50 Asteroiden stehen im Verdacht einer solchen „Dualität“.

In den letzten 10 bis 15 Jahren durchgeführte Studien haben die zuvor getroffenen Annahmen über die Existenz eines weiteren Gürtels kleiner Körper im Sonnensystem bestätigt. Hier wurden jenseits der Neptunbahn bereits mehr als 800 Objekte mit einem Durchmesser von 100 bis 800 km entdeckt, einige davon größer als 2000 km. Nach all diesen Entdeckungen wurde Pluto, dessen Durchmesser 2400 km beträgt, der Status eines großen Planeten im Sonnensystem entzogen. Es wird angenommen, dass die Gesamtmasse von Objekten „jenseits von Neptun“ gleich der Masse der Erde sein kann. Diese Körper enthalten wahrscheinlich eine beträchtliche Menge Eis in ihrer Zusammensetzung und ähneln eher Kometenkernen als Asteroiden zwischen Mars und Jupiter.

Kometen, die aufgrund ihrer ungewöhnliches Aussehen(das Vorhandensein eines Schwanzes) erregte seit der Antike die Aufmerksamkeit aller Menschen, es ist kein Zufall, dass sie zu den kleinen Körpern des Sonnensystems gehören. Trotz der beeindruckenden Größe des Schweifs, der mehr als 100 Millionen Kilometer lang sein kann, und des Kopfes, der im Durchmesser die Sonne übertreffen kann, werden Kometen zu Recht als „sichtbares Nichts“ bezeichnet. Der Komet enthält nur sehr wenig Substanz, fast die gesamte Substanz ist im Kern konzentriert, einem kleinen (für Weltraummaßstäbe) Schnee-Eis-Block, der mit kleinen festen Partikeln unterschiedlicher chemischer Zusammensetzung durchsetzt ist. So ist der Kern eines der berühmtesten Kometen, des Halleyschen Kometen, der 1986 von der Raumsonde Vega fotografiert wurde, nur 14 km lang und seine Breite und Dicke sind halb so groß. Diese „schmutzige März-Schneewehe“, wie Kometenkerne oft genannt werden, enthält etwa so viel gefrorenes Wasser wie die Schneedecke, die in einem Winter auf dem Gebiet der Region Moskau gefallen ist.

Kometen unterscheiden sich von anderen Körpern des Sonnensystems vor allem durch das Unerwartete ihres Erscheinens, über das A. S. Puschkin einmal schrieb: „Wie ein illegaler Komet im Kreis berechneter Leuchten ...“

Davon haben uns die Ereignisse der letzten Jahre, 1996 und 1997, erneut überzeugt. Es erschienen zwei sehr helle Kometen, die sogar mit bloßem Auge sichtbar waren. Traditionell sind sie nach den Namen derjenigen benannt, die sie entdeckt haben – dem japanischen Amateurastronomen Hyakutaka und zwei Amerikanern – Hale und Bopp. Solche hellen Kometen erscheinen normalerweise alle 10–15 Jahre (diejenigen, die nur durch ein Teleskop sichtbar sind, werden alle 15–20 Jahre beobachtet). Es wird davon ausgegangen, dass es im Sonnensystem mehrere zehn Milliarden Kometen gibt und dass das Sonnensystem von einer oder sogar mehreren Kometenwolken umgeben ist, die sich in Entfernungen, die Tausende und Zehntausende Male größer sind als die Entfernung, um die Sonne bewegen der am weitesten entfernte Planet Neptun. Dort, in diesem kosmischen Safe-Kühlschrank, wurden seit der Entstehung des Sonnensystems Milliarden von Jahren lang Kometenkerne „gelagert“.

Wenn sich der Kometenkern der Sonne nähert, erwärmt er sich und verliert Gase und feste Partikel. Nach und nach zerfällt der Kern in immer kleinere Fragmente. Die darin enthaltenen Teilchen beginnen, auf ihren Bahnen um die Sonne zu kreisen, in der Nähe derjenigen, auf denen sich der Komet bewegte, was zu diesem Meteoritenschauer führte. Wenn sich die Teilchen dieses Stroms auf dem Weg unseres Planeten treffen, fallen sie mit kosmischer Geschwindigkeit in seine Atmosphäre und flammen in Form von Meteoren auf. Der nach der Zerstörung eines solchen Partikels verbleibende Staub setzt sich nach und nach auf der Erdoberfläche ab.

Kollision mit der Sonne bzw große Planeten, Kometen „sterben“. Es wurden immer wieder Fälle festgestellt, in denen sich Kometenkerne bei der Bewegung im interplanetaren Raum in mehrere Teile aufspalteten. Offenbar ist auch der Halleysche Komet diesem Schicksal nicht entgangen.

Merkmale der physikalischen Natur von Planeten, Asteroiden und Kometen lassen sich auf der Grundlage moderner kosmogonischer Vorstellungen recht gut erklären, was es uns ermöglicht, das Sonnensystem als einen Komplex von Körpern mit gemeinsamem Ursprung zu betrachten.

5. Ursprung des Sonnensystems

Die ältesten Gesteine, die in Mondbodenproben und Meteoriten gefunden wurden, sind etwa 4,5 Milliarden Jahre alt. Berechnungen des Alters der Sonne ergaben einen nahen Wert von 5 Milliarden Jahren. Es wird allgemein angenommen, dass alle Körper, aus denen sich heute das Sonnensystem zusammensetzt, vor etwa 4,5 bis 5 Milliarden Jahren entstanden sind.

Der am weitesten entwickelten Hypothese zufolge entstanden sie alle durch die Entwicklung einer riesigen kalten Gas- und Staubwolke. Diese Hypothese erklärt recht gut viele Merkmale der Struktur des Sonnensystems, insbesondere die erheblichen Unterschiede zwischen den beiden Planetengruppen.

Im Laufe mehrerer Milliarden Jahre haben sich die Wolke selbst und ihre Bestandteile erheblich verändert. Die Teilchen, aus denen diese Wolke bestand, kreisten auf verschiedenen Bahnen um die Sonne.

Bei manchen Kollisionen wurden die Partikel zerstört, bei anderen verbanden sie sich zu größeren. Es entstanden größere Materieklumpen – die Embryonen zukünftiger Planeten und anderer Körper.

Auch der Meteoriten-„Bombardement“ der Planeten kann als Bestätigung dieser Vorstellungen gewertet werden – tatsächlich handelt es sich um eine Fortsetzung des Prozesses, der in der Vergangenheit zu ihrer Entstehung geführt hat. Gegenwärtig, wenn immer weniger Meteoritenmaterie im interplanetaren Raum verbleibt, ist dieser Prozess viel weniger intensiv als in den Anfangsstadien der Planetenentstehung.

Gleichzeitig fand in der Wolke eine Umverteilung der Materie und deren Differenzierung statt. Unter dem Einfluss starker Erwärmung entwichen Gase aus der Umgebung der Sonne (hauptsächlich die häufigsten im Universum - Wasserstoff und Helium) und es blieben nur feste feuerfeste Partikel zurück. Aus dieser Substanz entstanden die Erde, ihr Satellit – der Mond – sowie andere Planeten der Erdgruppe.

Während der Entstehung der Planeten und später über Milliarden von Jahren hinweg fanden in ihren Tiefen und an der Oberfläche Prozesse des Schmelzens, der Kristallisation, der Oxidation und anderer physikalischer und chemischer Prozesse statt. Dies führte zu einer erheblichen Veränderung der ursprünglichen Zusammensetzung und Struktur der Materie, aus der alle derzeit existierenden Körper des Sonnensystems bestehen.

Weit entfernt von der Sonne, am Rande der Wolke, erstarrten diese flüchtigen Stoffe auf Staubpartikeln. Es stellte sich heraus, dass der relative Gehalt an Wasserstoff und Helium erhöht war. Aus dieser Substanz entstanden Riesenplaneten, deren Größe und Masse die Planeten der Erdgruppe deutlich übertreffen. Schließlich war das Volumen der peripheren Teile der Wolke größer und damit auch die Masse der Substanz, aus der die sonnenfernen Planeten entstanden.

Die in den letzten Jahren mit Hilfe von Raumfahrzeugen gewonnenen Daten über die Natur und chemische Zusammensetzung der Satelliten der Riesenplaneten sind eine weitere Bestätigung der Gültigkeit moderner Vorstellungen über den Ursprung der Körper des Sonnensystems. Unter Bedingungen, als Wasserstoff und Helium, die an die Peripherie der protoplanetaren Wolke gelangt waren, Teil der Riesenplaneten wurden, erwiesen sich ihre Satelliten als ähnlich dem Mond und den terrestrischen Planeten.

Allerdings war nicht die gesamte Materie der protoplanetaren Wolke in der Zusammensetzung der Planeten und ihrer Satelliten enthalten. Viele Klumpen seiner Materie blieben sowohl innerhalb des Planetensystems in Form von Asteroiden und noch kleineren Körpern als auch außerhalb davon in Form von Kometenkernen zurück.

Die Sonne – der Zentralkörper des Sonnensystems – ist ein typischer Vertreter der Sterne, den häufigsten Körpern im Universum. Wie viele andere Sterne ist die Sonne eine riesige Gaskugel, die sich in ihrem eigenen Gravitationsfeld im Gleichgewicht befindet.

Von der Erde aus sehen wir die Sonne als kleine Scheibe mit einem Winkeldurchmesser von etwa 0,5°. Sein Rand definiert ganz klar die Grenze der Schicht, aus der das Licht kommt. Diese Schicht der Sonne wird Photosphäre genannt (aus dem Griechischen übersetzt – Lichtsphäre).

Die Sonne sendet einen kolossalen Strahlungsfluss in den Weltraum aus, der maßgeblich die Bedingungen auf der Oberfläche der Planeten und im interplanetaren Raum bestimmt. Die gesamte Strahlungsleistung der Sonne, ihre Leuchtkraft, beträgt 4 · 1023 kW. Die Erde empfängt nur ein Zweimilliardstel der Sonnenstrahlung. Dies reicht jedoch aus, um riesige Luftmassen in der Erdatmosphäre in Bewegung zu setzen und so das Wetter und das Klima auf dem Globus zu steuern.

Die wichtigsten physikalischen Eigenschaften der Sonne

Masse (M) = 2 1030 kg.

Radius (R) = 7 108 m.

Durchschnittliche Dichte (p) = 1,4 103 kg/m3.

Erdbeschleunigung (g) = 2,7 102 m/s2.

Basierend auf diesen Daten ist es möglich, unter Verwendung des Gesetzes der universellen Gravitation und der Gleichung des gasförmigen Zustands die Bedingungen im Inneren der Sonne zu berechnen. Solche Berechnungen ermöglichen es, ein Modell einer „ruhigen“ Sonne zu erhalten. In diesem Fall wird davon ausgegangen, dass in jeder seiner Schichten der Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts eingehalten wird: Die Wirkung der Kräfte des Innendrucks des Gases wird durch die Wirkung der Gravitationskräfte ausgeglichen. Nach modernen Daten erreicht der Druck im Zentrum der Sonne 2 x 108 N/m2, und die Dichte der Materie ist viel höher als die Dichte von Festkörpern unter terrestrischen Bedingungen: 1,5 x 105 kg/m3, also das 13-fache Dichte von Blei. Dennoch wird die Anwendung der Gasgesetze auf Materie in diesem Zustand durch die Tatsache gerechtfertigt, dass sie ionisiert ist. Die Größe von Atomkernen, die ihre Elektronen verloren haben, ist etwa 10.000 Mal kleiner als die Größe des Atoms selbst. Daher sind die Größen der Partikel selbst im Vergleich zu den Abständen zwischen ihnen vernachlässigbar klein. Diese Bedingung, die ein ideales Gas erfüllen muss, ist für die Mischung aus Kernen und Elektronen, aus der die Materie im Inneren der Sonne besteht, erfüllt Hohe Dichte. Dieser Aggregatzustand wird Plasma genannt. Seine Temperatur im Zentrum der Sonne erreicht etwa 15 Millionen K.

Mit solchen hohe Temperatur Protonen, die die Zusammensetzung des Sonnenplasmas dominieren, haben so hohe Geschwindigkeiten, dass sie die elektrostatischen Abstoßungskräfte überwinden und miteinander interagieren können. Durch diese Wechselwirkung kommt es zu einer thermonuklearen Reaktion: Vier Protonen bilden ein Alphateilchen – einen Heliumkern. Die Reaktion geht mit der Freisetzung eines bestimmten Energieanteils einher – eines Gammaquants. Diese Energie wird auf zwei Arten vom Inneren der Sonne nach außen übertragen: durch Strahlung, also durch die Quanten selbst, und durch Konvektion, also durch Materie.

Die Freisetzung von Energie und ihre Übertragung bestimmen die innere Struktur der Sonne: Der Kern ist die zentrale Zone, in der thermonukleare Reaktionen ablaufen, die Zone der Energieübertragung durch Strahlung und die äußere Konvektionszone. Jede dieser Zonen nimmt etwa 1/3 des Sonnenradius ein (Abb. 4).

Reis. 4. Struktur der Sonne

Eine Folge der konvektiven Bewegung der Materie in den oberen Schichten der Sonne ist eine besondere Art der Photosphäre – die Granulation. Die Photosphäre besteht sozusagen aus einzelnen Körnchen – Körnchen, deren Größe durchschnittlich mehrere hundert (bis zu 1000) Kilometer beträgt. Das Granulat ist ein aufsteigender Strom heißen Gases. In den dunklen Zwischenräumen zwischen den Körnchen befindet sich ein kälteres Gas, das nach unten sinkt. Jedes Körnchen existiert nur 5-10 Minuten, dann erscheint an seiner Stelle ein neues, das sich in Form und Größe vom vorherigen unterscheidet. Das beobachtete Gesamtbild ändert sich jedoch nicht.

Die Photosphäre ist die unterste Schicht der Sonnenatmosphäre. Aufgrund der aus dem Inneren der Sonne kommenden Energie erreicht die Substanz der Photosphäre eine Temperatur von etwa 6000 K. Die dünne (etwa 10.000 km) angrenzende Schicht wird Chromosphäre genannt, über der sich die Sonnenkorona über Dutzende von Kilometern erstreckt Sonnenradien (siehe Abb. 4). Die Materiedichte in der Korona nimmt mit der Entfernung von der Sonne allmählich ab, aber Plasmaströme von der Korona (Sonnenwind) durchziehen das gesamte Planetensystem. Die Hauptbestandteile des Sonnenwinds sind Protonen und Elektronen, die viel kleiner sind als Alphateilchen (Heliumkerne) und andere Ionen.

In der Sonnenatmosphäre werden in der Regel verschiedene Erscheinungsformen der Sonnenaktivität beobachtet, deren Natur durch das Verhalten des Sonnenplasmas in einem Magnetfeld bestimmt wird – Flecken, Fackeln, Vorsprünge usw. Die bekanntesten davon sind die entdeckten Sonnenflecken bereits zu Beginn des 17. Jahrhunderts. bei den ersten Beobachtungen mit einem Teleskop. Später stellte sich heraus, dass Flecken in den relativ kleinen Regionen der Sonne auftreten, die sich durch sehr starke Magnetfelder auszeichnen.

Flecken werden zunächst als kleine dunkle Flecken mit einem Durchmesser von 2000–3000 km beobachtet. Die meisten von ihnen verschwinden innerhalb eines Tages, aber einige verzehnfachen sich. Solche Flecken können große Gruppen bilden und über mehrere Monate, d. h. mehrere Umdrehungen der Sonne, in wechselnder Form und Größe existieren. Große Flecken um den dunkelsten zentralen Teil (den sogenannten Schatten) haben einen weniger dunklen Halbschatten. In der Mitte des Flecks sinkt die Temperatur der Substanz auf 4300 K. Zweifellos ist ein solcher Temperaturabfall mit der Wirkung eines Magnetfelds verbunden, das die normale Konvektion stört und dadurch den Energiezufluss von unten verhindert.

Die stärksten Manifestationen der Sonnenaktivität sind Flares, bei denen manchmal innerhalb weniger Minuten Energie von bis zu 1025 J freigesetzt wird (das ist die Energie von etwa einer Milliarde Atombomben). Flares werden als plötzliche Zunahme der Helligkeit einzelner Teile der Sonne im Bereich des Sonnenflecks beobachtet. Von der Geschwindigkeit her ähnelt ein Blitz einer Explosion. Die Dauer starker Fackeln beträgt durchschnittlich 3 Stunden, während schwache Fackeln nur 20 Minuten dauern. Mit den Flares sind auch Magnetfelder verbunden, die sich in dieser Region nach dem Flare deutlich verändern (in der Regel schwächer werden). Aufgrund der Energie des Magnetfelds kann das Plasma auf eine Temperatur von etwa 10 Millionen K erhitzt werden. In diesem Fall erhöht sich die Geschwindigkeit seiner Ströme deutlich auf 1000–1500 km/s und die Energie der Elektronen und Protonen, aus denen das Plasma besteht, nimmt zu. Aufgrund dieser zusätzlichen Energie kommt es zu optischen, Röntgen-, Gamma- und Radioemissionen von Fackeln.

Während eines Flares gebildete Plasmaströme erreichen innerhalb von ein oder zwei Tagen die Erdumgebung und verursachen magnetische Stürme und andere geophysikalische Phänomene. Beispielsweise ist bei starken Blitzen die Hörbarkeit kurzwelliger Funkübertragungen auf der gesamten beleuchteten Hemisphäre unseres Planeten praktisch nicht mehr zu hören.

Die vom Ausmaß her größten Manifestationen der Sonnenaktivität sind die in der Sonnenkorona beobachteten Protuberanzen (siehe Abb. 4) – riesige Gaswolken, deren Masse Milliarden Tonnen erreichen kann. Einige von ihnen („ruhig“) ähneln riesigen Vorhängen mit einer Dicke von 3–5.000 km, einer Höhe von etwa 10.000 km und einer Länge von bis zu 100.000 km, getragen von Säulen, entlang derer Gas von der Korona herabströmt. Sie verändern langsam ihre Form und können mehrere Monate bestehen. In vielen Fällen wird in Protuberanzen eine geordnete Bewegung einzelner Bündel und Jets entlang krummliniger Flugbahnen beobachtet, die in ihrer Form Magnetfeldinduktionslinien ähneln. Bei Flares können einzelne Teile von Protuberanzen mit einer Geschwindigkeit von bis zu mehreren hundert Kilometern pro Sekunde in enorme Höhen aufsteigen – bis zu 1 Million Kilometer, was den Radius der Sonne überschreitet.

Die Anzahl der Flecken und Vorsprünge, die Häufigkeit und Stärke der Flares auf der Sonne ändern sich mit einer gewissen, wenn auch nicht sehr strengen Periodizität – im Durchschnitt beträgt dieser Zeitraum etwa 11,2 Jahre. Es besteht ein gewisser Zusammenhang zwischen den lebenswichtigen Prozessen von Pflanzen und Tieren, dem Gesundheitszustand des Menschen, Wetter- und Klimaanomalien und anderen geophysikalischen Phänomenen und dem Ausmaß der Sonnenaktivität. Allerdings ist der Mechanismus des Einflusses solarer Aktivitätsprozesse auf terrestrische Phänomene noch nicht vollständig geklärt.

7. Sterne

Unsere Sonne wird zu Recht als typischer Stern bezeichnet. Doch in der großen Vielfalt der Sternenwelt gibt es viele, die sich in ihren physikalischen Eigenschaften deutlich davon unterscheiden. Ein vollständigeres Bild der Sterne ergibt daher die folgende Definition:

Ein Stern ist eine räumlich isolierte, gravitativ gebundene und für Strahlung undurchsichtige Materiemasse, in der thermonukleare Reaktionen der Umwandlung von Wasserstoff in Helium in erheblichem Umfang stattgefunden haben, stattfinden oder stattfinden werden.

Die Leuchtkraft der Sterne. Alle Informationen über Sterne können wir nur erhalten, wenn wir die von ihnen ausgehende Strahlung untersuchen. Am bedeutendsten ist, dass sich Sterne in ihrer Leuchtkraft (Strahlungsstärke) voneinander unterscheiden: Einige strahlen mehrere Millionen Mal mehr Energie als die Sonne aus, andere Hunderttausende Mal weniger.

Die Sonne erscheint uns nur deshalb als das hellste Objekt am Himmel, weil sie so viel näher ist als alle anderen Sterne. Der nächstgelegene von ihnen, Alpha Centauri, ist 270.000 Mal weiter von uns entfernt als die Sonne. Wenn Sie sich in einer solchen Entfernung von der Sonne befinden, sieht sie in etwa wie die hellsten Sterne im Sternbild Ursa Major aus.

Die Entfernung der Sterne. Aufgrund der Tatsache, dass die Sterne sehr weit von uns entfernt sind, erst in der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts. gelang es, ihre jährliche Parallaxe zu erkennen und die Entfernung zu berechnen. Schon Aristoteles und dann Kopernikus wussten, welche Beobachtungen über die Position der Sterne gemacht werden mussten, um ihre Verschiebung zu erkennen, wenn sich die Erde bewegt. Dazu ist es notwendig, die Position eines Sterns von zwei diametral gegenüberliegenden Punkten seiner Umlaufbahn aus zu beobachten. Offensichtlich wird sich die Richtung zu diesem Stern in dieser Zeit ändern, und zwar umso mehr, je näher der Stern an uns ist. Diese scheinbare (parallaktische) Verschiebung eines Sterns dient also als Maß für seine Entfernung.

Als jährliche Parallaxe (p) wird üblicherweise der Winkel bezeichnet, bei dem der Radius (r) der Erdumlaufbahn vom Stern aus sichtbar ist, senkrecht zur Sichtlinie (Abb. 5). Dieser Winkel ist so klein (weniger als 1 Zoll), dass weder Aristoteles noch Kopernikus ihn erkennen und messen konnten, da sie ohne optische Instrumente beobachteten.

Reis. 5. Jahresparallaxe der Sterne

Die Entfernungseinheiten zu Sternen sind Parsec und Lichtjahr.

Ein Parsec ist der Abstand, bei dem die Parallaxe der Sterne 1 Zoll beträgt. Daher der Name dieser Einheit: par – vom Wort „Parallaxe“, sec – vom Wort „Sekunde“.

Ein Lichtjahr ist die Strecke, die Licht mit einer Geschwindigkeit von 300.000 km/s in einem Jahr zurücklegt.

1 pc (Parsec) = 3,26 Lichtjahre.

Indem Sie die Entfernung zum Stern und die von ihm ausgehende Strahlungsmenge bestimmen, können Sie seine Leuchtkraft berechnen.

Ordnet man die Sterne im Diagramm nach ihrer Leuchtkraft und Temperatur an, so zeigt sich, dass sich anhand dieser Merkmale mehrere Arten (Sequenzen) von Sternen unterscheiden lassen (Abb. 6): Überriesen, Riesen, Hauptreihe, Weiße Zwerge usw. Unsere Sonne gehört zusammen mit vielen anderen Sternen zu den Hauptreihensternen.

Reis. 6. Diagramm „Temperatur – Leuchtkraft“ für die nächstgelegenen Sterne

Die Temperatur der Sterne. Aus dem Spektrum lässt sich die Temperatur der äußeren Schichten des Sterns bestimmen, von denen die Strahlung kommt. Wie Sie wissen, hängt die Farbe eines erhitzten Körpers von seiner Temperatur ab. Mit anderen Worten: Mit zunehmender Temperatur verschiebt sich die Position der Wellenlänge, die für das Strahlungsmaximum verantwortlich ist, vom roten zum violetten Ende des Spektrums. Folglich kann aus der Energieverteilung im Spektrum die Temperatur der äußeren Schichten des Sterns bestimmt werden. Wie sich herausstellte, liegt diese Temperatur für verschiedene Sterntypen zwischen 2500 und 50.000 K.

Aus der bekannten Leuchtkraft und Temperatur eines Sterns ist es möglich, die Fläche seiner leuchtenden Oberfläche zu berechnen und dadurch seine Abmessungen zu bestimmen. Es stellte sich heraus, dass Riesensterne im Durchmesser Hunderte Male größer als die Sonne sind und Zwergsterne Dutzende und Hunderte Male kleiner als diese sind.

Masse von Sternen. Gleichzeitig unterscheiden sie sich hinsichtlich der Masse, dem wichtigsten Merkmal von Sternen, geringfügig von der Sonne. Unter den Sternen gibt es keinen, der eine 100-mal größere Masse als die Sonne hätte, und solche, deren Masse 10-mal kleiner als die der Sonne wäre.

Abhängig von der Masse und Größe der Sterne unterscheiden sie sich in ihrer inneren Struktur, obwohl alle ungefähr die gleiche chemische Zusammensetzung haben (95–98 % ihrer Masse bestehen aus Wasserstoff und Helium).

Die Sonne existiert seit mehreren Milliarden Jahren und hat sich in dieser Zeit kaum verändert, da in ihrer Tiefe noch immer thermonukleare Reaktionen ablaufen, aus denen ein Alphateilchen (ein Heliumkern bestehend aus zwei Protonen und zwei Neutronen) entsteht vier Protonen (Wasserstoffkerne). Massereichere Sterne verbrauchen ihre Wasserstoffreserven viel schneller (in mehreren zehn Millionen Jahren). Nach dem „Ausbrennen“ von Wasserstoff beginnen Reaktionen zwischen Heliumkernen unter Bildung eines stabilen Kohlenstoff-12-Isotops sowie andere Reaktionen, deren Produkte Sauerstoff und eine Reihe schwererer Elemente (Natrium, Schwefel, Magnesium usw.) sind .). So entstehen in den Tiefen von Sternen die Kerne vieler chemischer Elemente bis hin zu Eisen.

Die Bildung von Kernen schwererer Elemente aus Eisenkernen kann nur unter Energieaufnahme erfolgen, daher werden weitere thermonukleare Reaktionen gestoppt. Bei den massereichsten Sternen treten in diesem Moment katastrophale Phänomene auf: zunächst eine schnelle Kompression (Kollaps) und dann eine gewaltige Explosion. Dadurch vergrößert sich der Stern zunächst deutlich, seine Helligkeit nimmt um das Zehnmillionenfache zu und wirft dann seine äußeren Schichten in den Weltraum ab. Dieses Phänomen wird als Supernova-Explosion beobachtet, an deren Stelle sich ein kleiner, schnell rotierender Neutronenstern befindet – ein Pulsar.

Wir wissen also jetzt, dass alle Elemente, aus denen unser Planet besteht, und alles Leben auf ihm durch thermonukleare Reaktionen in Sternen entstanden sind. Daher sind Sterne nicht nur die häufigsten Objekte im Universum, sondern auch die wichtigsten für das Verständnis der Phänomene und Prozesse, die auf der Erde und darüber hinaus ablaufen.

8. Unsere Galaxie

Fast alle mit bloßem Auge sichtbaren Objekte auf der Nordhalbkugel des Sternenhimmels bilden ein einziges System von Himmelskörpern (hauptsächlich Sterne) – unsere Galaxie (Abb. 7).

Sein für einen irdischen Beobachter charakteristisches Detail ist die Milchstraße, in der bereits die ersten Beobachtungen mit einem Teleskop die Unterscheidung vieler schwacher Sterne ermöglichten. Wie Sie in jeder klaren, mondlosen Nacht selbst sehen können, erstreckt es sich als helles, weißliches Band mit unregelmäßiger Form über den Himmel. Wahrscheinlich hat er jemanden an eine Spur verschütteter Milch erinnert, und daher ist es wahrscheinlich kein Zufall, dass der Begriff „Galaxie“ stammt griechisches Wort Galaxis, was milchig, milchig bedeutet.

Nicht in der Galaxie enthalten ist nur ein schwacher Nebelfleck, der in Richtung des Sternbildes Andromeda sichtbar ist und in seiner Form einer Kerzenflamme ähnelt – der Andromeda-Nebel. Es handelt sich um ein weiteres, dem unseren ähnliches Sternensystem, das 2,3 Millionen Lichtjahre von uns entfernt ist.

Erst als, im Jahr 1923, einige der meisten helle Sterne, Wissenschaftler waren schließlich davon überzeugt, dass es sich nicht nur um einen Nebel, sondern um eine andere Galaxie handelt. Dieses Ereignis kann auch als „Entdeckung“ unserer Galaxie angesehen werden. Und in Zukunft war der Erfolg seiner Erforschung weitgehend mit der Erforschung anderer Galaxien verbunden.

Unser Wissen über die Größe, Zusammensetzung und Struktur der Galaxie wurde hauptsächlich im letzten halben Jahrhundert erworben. Der Durchmesser unserer Galaxie beträgt etwa 100.000 Lichtjahre (ungefähr 30.000 Parsec). Die Zahl der Sterne beträgt etwa 150 Milliarden und sie machen 98 % seiner Gesamtmasse aus. Die restlichen 2 % sind interstellare Materie in Form von Gas und Staub.

Sterne bilden Cluster unterschiedlicher Form und Anzahl von Objekten – kugelförmig und verstreut. In offenen Sternhaufen gibt es relativ wenige Sterne – von mehreren zehn bis zu mehreren tausend. Der bekannteste offene Sternhaufen sind die Plejaden, sichtbar im Sternbild Stier. In derselben Konstellation befinden sich die Hyaden, ein Dreieck aus schwachen Sternen in der Nähe des hellen Aldebaran. Einige der Sterne, die zum Sternbild Ursa Major gehören, bilden ebenfalls einen offenen Sternhaufen. Fast alle Haufen dieser Art sind in der Nähe der Milchstraße sichtbar.

Kugelsternhaufen enthalten Hunderttausende und sogar Millionen von Sternen. Nur zwei davon – in den Sternbildern Schütze und Herkules – sind mit bloßem Auge kaum zu erkennen. Kugelsternhaufen sind in der Galaxie anders verteilt: Die meisten von ihnen befinden sich in der Nähe ihres Zentrums, und wenn man sich von ihr entfernt, nimmt ihre Konzentration im Weltraum ab.

Auch die „Bevölkerung“ dieser beiden Arten von Clustern unterscheidet sich. Die Zusammensetzung offener Sternhaufen umfasst hauptsächlich Sterne, die (wie die Sonne) mit der Hauptreihe verwandt sind. Es gibt viele Rote Riesen und Unterriesen in Kugelform.

Diese Unterschiede werden derzeit durch den Unterschied im Alter der Sterne erklärt, aus denen Cluster unterschiedlicher Art bestehen, und folglich auch im Alter der Cluster selbst. Berechnungen haben gezeigt, dass das Alter vieler offener Sternhaufen etwa 2–3 Gyr beträgt, während das Alter von Kugelsternhaufen viel älter ist und 12–14 Gyr erreichen kann.

Seit der Verteilung von Ansammlungen einzelner Sterne im Raum verschiedene Typen und andere Objekte erwiesen sich als anders, sie begannen, fünf Subsysteme zu unterscheiden, die ein einziges Sternensystem bilden – die Galaxie:

- flach jung;

- flach alt;

- Zwischensubsystem „Festplatte“;

– mittlere Kugelform;

- sphärisch.

Reis. 7. Struktur der Galaxie

Ihre Position ist in einem Diagramm dargestellt, das die Struktur der Galaxie in einer Ebene senkrecht zur Ebene der Milchstraße zeigt (siehe Abb. 7). Die Abbildung zeigt auch die Position der Sonne und des zentralen Teils der Galaxie – ihres Kerns, der in Richtung des Sternbildes Schütze liegt.

Die relative Position der Sterne am Himmel maßen Astronomen zu Beginn des 18. Jahrhunderts. bemerkte, dass sich die Koordinaten einiger heller Sterne (Aldebaran, Arcturus und Sirius) im Vergleich zu denen, die in der Antike ermittelt wurden, geändert haben. Anschließend wurde deutlich, dass sich die Bewegungsgeschwindigkeiten im Weltraum für verschiedene Sterne erheblich unterscheiden. Der „schnellste“ von ihnen, „Barnards fliegender Stern“ genannt, bewegt sich in einem Jahr 10,8 Zoll über den Himmel. Das bedeutet, dass er in weniger als 200 Jahren 0,5° (den Winkeldurchmesser von Sonne und Mond) passiert. Derzeit ist dies der Fall Stern (seine Helligkeit von 9,7) befindet sich im Sternbild Schlangenträger. Die meisten der 300.000 Sterne, Eigene Bewegung die gemessen werden, ändern ihre Position viel langsamer – die Verschiebung beträgt nur Hundertstel und Tausendstel einer Bogensekunde pro Jahr. Im Allgemeinen bewegen sich alle Sterne um das Zentrum der Galaxie. Die Sonne macht in etwa 220 Millionen Jahren eine Umdrehung.

Dank der Entwicklung der Radioastronomie wurden wichtige Informationen über die Verteilung der interstellaren Materie in der Galaxie gewonnen. Zunächst stellte sich heraus, dass das interstellare Gas, dessen Großteil aus Wasserstoff besteht, spiralförmige Zweige um das Zentrum der Galaxie bildet. Die gleiche Struktur lässt sich bei einigen Sterntypen beobachten.

Daher gehört unsere Galaxie zur häufigsten Klasse der Spiralgalaxien.

Es ist zu beachten, dass interstellare Materie die Untersuchung der Galaxie mit optischen Methoden erheblich erschwert. Es ist im von Sternen eingenommenen Raumvolumen eher ungleichmäßig verteilt. Die Hauptmasse von Gas und Staub befindet sich in der Nähe der Ebene der Milchstraße, wo sie riesige Wolken (mit einem Durchmesser von Hunderten von Lichtjahren) bildet, die als Nebel bezeichnet werden. Auch im Raum zwischen den Wolken befindet sich Materie, allerdings in einem sehr verdünnten Zustand. Die Form der Milchstraße und die darin sichtbaren dunklen Lücken (die größte davon verursacht ihre Gabelung, die sich vom Sternbild Aquila bis zum Sternbild Skorpion erstreckt) werden durch die Tatsache erklärt, dass interstellarer Staub uns daran hindert, das Licht lokalisierter Sterne zu sehen hinter diesen Wolken. Es sind diese Wolken, die uns nicht die Möglichkeit geben, den Kern der Galaxie zu sehen, der nur durch den Empfang von Infrarotstrahlung und Radiowellen untersucht werden kann.

In den seltenen Fällen, in denen sich ein heißer Stern in der Nähe der Gas- und Staubwolke befindet, wird dieser Nebel hell. Wir sehen es, weil der Staub das Licht eines hellen Sterns reflektiert.

In der Galaxie werden verschiedene Arten von Nebeln beobachtet, deren Entstehung eng mit der Entwicklung der Sterne zusammenhängt. Dazu gehören planetarische Nebel, die so genannt wurden, weil sie in schwachen Teleskopen wie die Scheiben entfernter Planeten Uranus und Neptun aussehen. Dies sind die äußeren Schichten von Sternen, die bei der Kompression des Kerns und der Umwandlung des Sterns in einen Weißen Zwerg von ihnen getrennt werden. Diese Hüllen dehnen sich über mehrere Zehntausend Jahre hinweg im Weltraum aus und lösen sich auf.

Andere Nebel sind Überreste von Supernova-Explosionen. Der berühmteste von ihnen ist der Krebsnebel im Sternbild Stier, das Ergebnis einer Supernova-Explosion, die so hell war, dass sie im Jahr 1054 23 Tage lang sogar tagsüber gesehen wurde. Im Inneren dieses Nebels wird ein Pulsar beobachtet, bei dem sich mit einer Rotationsperiode von 0,033 s die Helligkeit im optischen, Röntgen- und Radiobereich ändert. Es sind mehr als 500 solcher Objekte bekannt.

In Sternen entstehen bei thermonuklearen Reaktionen viele chemische Elemente, und bei Supernova-Explosionen entstehen sogar Kerne, die schwerer als Eisen sind. Das von Sternen mit einem hohen Gehalt an schweren chemischen Elementen verlorene Gas verändert die Zusammensetzung der interstellaren Materie, aus der anschließend Sterne entstehen. Daher unterscheidet sich die chemische Zusammensetzung der Sterne der „zweiten Generation“, zu denen wahrscheinlich auch unsere Sonne gehört, etwas von der Zusammensetzung der alten Sterne, die sich früher gebildet haben.

9. Struktur und Entwicklung des Universums

Neben dem Andromedanebel sind mit bloßem Auge zwei weitere Galaxien zu erkennen: die Große und die Kleine Magellansche Wolke. Sie sind nur auf der Südhalbkugel sichtbar, daher erfuhren die Europäer erst nach Magellans Weltreise von ihnen. Dies sind Satelliten unserer Galaxie, die etwa 150.000 Lichtjahre von ihr entfernt sind. In einer solchen Entfernung sind Sterne wie die Sonne weder durch ein Teleskop noch auf Fotos sichtbar. Aber in in großen Zahlen Es werden heiße Sterne mit hoher Leuchtkraft beobachtet – Überriesen.

Galaxien sind riesige Sternsysteme, die mehrere Millionen bis mehrere Billionen Sterne umfassen. Darüber hinaus enthalten Galaxien je nach Art unterschiedlich viel interstellare Materie (in Form von Gas, Staub und kosmischer Strahlung).

Im zentralen Teil vieler Galaxien befindet sich ein Cluster, der als Kern bezeichnet wird und in dem aktive Prozesse ablaufen, die mit der Freisetzung von Energie und dem Ausstoß von Materie verbunden sind.

Einige Galaxien im Radiobereich haben eine viel stärkere Strahlung als im sichtbaren Bereich des Spektrums. Solche Objekte werden Radiogalaxien genannt. Noch stärkere Radioemissionsquellen sind Quasare, die zudem stärker im optischen Bereich strahlen als Galaxien. Quasare sind die am weitesten von uns bekannten Objekte im Universum. Einige von ihnen befinden sich in riesigen Entfernungen von mehr als 5 Milliarden Lichtjahren.

Offenbar handelt es sich bei Quasaren um äußerst aktive Galaxienkerne. Die Sterne um den Kern herum sind nicht zu unterscheiden, da die Quasare sehr weit entfernt sind und ihre große Helligkeit es nicht zulässt, das schwache Licht der Sterne zu erkennen.

Untersuchungen an Galaxien haben gezeigt, dass die Linien in ihren Spektren normalerweise in Richtung ihres roten Endes, also in Richtung längerer Wellenlängen, verschoben sind. Das bedeutet, dass sich fast alle Galaxien (mit Ausnahme einiger der nächstgelegenen) von uns entfernen.

Die Existenz dieses Gesetzes bedeutet jedoch keineswegs, dass die Galaxien vor uns, vor unserer Galaxie wie vor dem Zentrum davonlaufen. Das gleiche Rezessionsmuster wird bei jeder anderen Galaxie beobachtet. Und das bedeutet, dass sich alle beobachteten Galaxien voneinander entfernen.

Stellen Sie sich eine riesige Kugel (das Universum) vor, die aus einzelnen Punkten (Galaxien) besteht, die gleichmäßig in ihr verteilt sind und gemäß dem Gesetz der universellen Gravitation interagieren. Wenn wir uns vorstellen, dass die Galaxien zu einem bestimmten Zeitpunkt relativ zueinander bewegungslos sind, werden sie aufgrund der gegenseitigen Anziehung im nächsten Moment nicht bewegungslos bleiben und beginnen, sich einander zu nähern. Folglich wird sich das Universum zusammenziehen und die Dichte der darin enthaltenen Materie wird zunehmen. Wenn sich die Galaxien in diesem ersten Moment voneinander entfernen, d. h. das Universum expandiert, dann verringert die Gravitation die Geschwindigkeit ihrer gegenseitigen Entfernung. Das weitere Schicksal von Galaxien, die sich mit einer bestimmten Geschwindigkeit vom Zentrum der Kugel entfernen, hängt vom Verhältnis dieser Geschwindigkeit zur „zweiten kosmischen“ Geschwindigkeit für eine Kugel mit gegebenem Radius und Masse ab, die aus einzelnen Galaxien besteht.

Wenn die Geschwindigkeiten von Galaxien größer als die zweite Raumgeschwindigkeit sind, dann werden sie sich auf unbestimmte Zeit entfernen – das Universum wird sich auf unbestimmte Zeit ausdehnen. Wenn sie kleiner sind als die zweite kosmische, dann sollte die Expansion des Universums durch eine Kontraktion ersetzt werden.

Aufgrund der verfügbaren Daten ist es derzeit nicht möglich, eindeutige Schlussfolgerungen darüber zu ziehen, welche dieser Optionen zur Entwicklung des Universums führen werden. Man kann jedoch mit Sicherheit sagen, dass die Materiedichte im Universum in der Vergangenheit viel größer war als heute. Galaxien, Sterne und Planeten konnten nicht als unabhängige Objekte existieren, und die Substanz, aus der sie jetzt bestehen, war qualitativ anders und ein homogenes, sehr heißes und dichtes Medium. Seine Temperatur überstieg 10 Milliarden Grad und die Dichte war größer als die Dichte der Atomkerne, die 1017 kg/m3 beträgt. Dies belegen nicht nur die Theorie, sondern auch die Ergebnisse von Beobachtungen. Wie aus theoretischen Berechnungen hervorgeht, bildet sich zusammen mit der Materie das heiße Universum weiter frühe Stufen seine Existenz war erfüllt von hochenergetischen elektromagnetischen Strahlungsquanten. Im Zuge der Expansion des Universums nahm die Energie der Quanten ab und sollte derzeit 5–6 K entsprechen. Diese Strahlung, Relikt genannt, wurde tatsächlich 1965 entdeckt.

Damit wurde die Theorie des heißen Universums bestätigt, dessen Anfangsstadium oft als Urknall bezeichnet wird. Gegenwärtig wurde eine Theorie entwickelt, die die Prozesse beschreibt, die im Universum seit den ersten Momenten seiner Expansion stattgefunden haben. Anfangs konnten im Universum weder Atome noch komplexe Atomkerne existieren. Unter diesen Bedingungen kam es zu gegenseitigen Umwandlungen von Neutronen und Protonen während ihrer Wechselwirkung mit anderen Elementarteilchen: Elektronen, Positronen, Neutrinos und Antineutrinos. Nachdem die Temperatur im Universum auf 1 Milliarde Grad gesunken war, reichte die Energie der Quanten und Teilchen nicht mehr aus, um die Bildung der einfachsten Kerne aus Deuterium-, Tritium-, Helium-3- und Helium-4-Atomen zu verhindern. Etwa 3 Minuten nach Beginn der Expansion des Universums stellte sich darin ein bestimmtes Verhältnis des Gehalts an Wasserstoffkernen (ca. 70 %) und Heliumkernen (ca. 30 %) ein. Dieses Verhältnis blieb dann über Milliarden von Jahren erhalten, bis sich aus dieser Substanz Galaxien und Sterne bildeten, in deren Tiefen sich durch thermonukleare Reaktionen komplexere Atomkerne zu bilden begannen. Im interstellaren Medium wurden Bedingungen für die Bildung neutraler Atome und dann von Molekülen geschaffen.

Das Bild der Entwicklung des Universums, das sich vor uns öffnet, ist erstaunlich und erstaunlich. Ohne aufzuhören, überrascht zu sein, sollte man nicht vergessen, dass all dies von einem Mann entdeckt wurde – einem Bewohner eines kleinen Staubkorns, das darin verloren ging grenzenlose Weiten Das Universum ist ein Bewohner des Planeten Erde.

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