Введение
Науки о Земле включают комплекс наук, изучающих Землю, ее геосферы, их природные свойства, население и результаты его хозяйственной деятельности. В число наук о Земле входят:
Естественные науки, такие как геология, физическая география и др.;
Общественные науки, такие как география населения, экономическая география и др.
Любая из наук о Земле делится на общую и региональную.
Общая наука изучает закономерности, присущие всем объектам, изучаемым этой наукой. Региональная наука изучает особенности этих объектов, на какой – либо определенной территории.
Авторы учебного пособия для дисциплины науки о Земле считают необходимым сделать его полезным для студентов специальности «Биология» со специализацией «Охотоведение».
Как известно, биология это комплекс знаний о жизни и совокупность научных дисциплин, изучающих живое. Биология исследует многообразие существующих и вымерших живых существ, их строение, функции, происхождение, эволюцию, распространение и индивидуальное развитие, связи друг с другом, между сообществами и неживой природой.
Биология рассматривает общие и частные закономерности, присущие жизни во всех её проявлениях и свойствах, таких как обмен веществ, размножение, наследственность, изменчивость, приспособляемость, рост, развитие и т.д. Поскольку эти закономерности подробно рассматриваются другими дисциплинами, в данном учебном пособии приведены только краткие сведения.
Список наук о Земле включает в себя обширный перечень естественно – научных дисциплин (таблица 1).
Большую значимость в изучении наук о Земле представляет картография, и ее продукты в виде тематических карт, таких как природные, климатические, геологические, тектонические, народы мира, природные зоны и др.
Таблица 1 - Список наук о Земле
Науки о Земле |
Науки о Земле |
Астрономогеодезия Атмосферные науки Вулканология География Геодезия Геоинформатика Геология Геоморфология Геостатистика Геотехнология Геофизика Геохимия Гидрология Гляциология Картография Климатология |
Кристаллография Метеорология Минералогия Океанография Палеография Палеоокеанология Палеоклиматология Палеонтология Почвоведение Петрология и Петрография Петрофизика Седиментология Сейсмология Стратиграфия Тектоника Экология
|
Важная роль в изучении наук о Земле и качественном усвоении необходимой информации преподносится через видеофильмы научно – познавательной тематики начиная от формирования Вселенной и галактик, их эволюции, до появления жизни на Земле и перспективы её дальнейшего развития.
1 Вселенная, галактики, звезды
По мнению учёных, Вселенная сформировалась от 10 до 20 млрд. лет назад в результате Большого Взрыва. Вселенная это весь существующий материальный мир, безграничный во времени и бесконечно разнообразный по формам, которые принимает материя в процессе своего развития. Ко времени образования атомов водорода и гелия идущее на убыль тепло Большого Взрыва сделалось столь незначительным, что плотный газ, образовавшийся на предыдущих стадиях, стал постепенно расширяться, по мере того как расширялось пространство. Постепенно, хотя уже прошёл, возможно, миллиард лет с момента Большого Взрыва, гигантские облака газа под воздействием гравитации стали сжиматься, образовав галактики и скопления галактик
Самые крупные объекты во Вселенной это галактики, которые представляют собой скопления многих миллионов звёзд, удерживаемых вместе силой взаимного тяготения. Галактики бывают спиральными (рисунок 1.1), эллиптическими и нерегулярными. Они имеют разные размеры, структуру, светимость, могут быть одиночными, образовывать пары или скопления. Большинство галактик входят в состав скоплений, имеющих от нескольких до тысяч членов. Со временем внутри галактик начали формироваться звёзды, а сами галактики постепенно приобретали знакомую нам форму. Примерно 5 млрд. лет назад в нашей Галактике Млечный Путь произошло важное событие - рождение Солнца. Вокруг него стали образовываться планеты, одной из которых и стала Земля, наш космический дом.
Млечный Путь, относится к классу спиральных, имеет диаметр около 100 000 световых лет и содержит не менее 100 млрд. звезд. Солнце расположено в одном из спиральных рукавов на расстоянии около 25 000 световых лет от центра. Млечный путь входит в состав скопления неправильной формы, которое называют Местной группой.
Галактики состоят из звёзд (светящихся шаров), образованных из водорода и гелия, внутри которых, в результате ядерных реакций, вырабатываются тепло и свет. Звёзды светят многие миллиарды лет, но они не вечны и проходят за свою жизнь несколько стадий. Звёзды главной последовательности, такие как Солнце, состоят из межзвёздного вещества, сконцентрировавшегося под воздействием гравитации. У звезды, имеющей массу Солнца, уходит несколько миллионов лет на то, чтобы достичь главной последовательности, на которой она остается около 10 млрд. лет. Ожидается, что Солнце пробудет в этом состоянии еще 5 млрд. лет.
Рисунок 1.1 – Спиральная туманность в созвездии Борзых Псов
Мера яркости звёзд и других небесных объектов измеряется звёздной величиной. Чем больше число, обозначающее звёздную величину, тем менее ярким является объект. Нулевую или первую звездную величину имеют некоторые яркие звезды. Ещё более яркие объекты имеют отрицательную звездную величину. Например, звёздная величина Сириуса составляет – 1,46. Видимая величина обозначает яркость объекта при наблюдении его с Земли. Абсолютная величина обозначает яркость звезды на стандартном расстоянии в 32,6 световых лет. Самая яркая звезда носит название «Пистолет». Была открыта в 1997 году вблизи центра Млечного Пути телескопом имени Хаблла. За секунду она излучает столько энергии, как Солнце за год. Она в 10 млн. раз ярче и в 100 раз больше, чем Солнце.
Изменение звездной величины на единицу соответствует изменению яркости в 2,512 раза. Видимая величина Солнца составляет – 26,8, а абсолютная величина составляет +4,8.
По мере старения звезды, весь водород в ядре превращается в гелий, звезда раздувается и превращается в красного гиганта. В зависимости от своей массы красный гигант или сожмется и превратится в очень плотное тело называемое белым карликом, или в нем будут происходить дальнейшие ядерные процессы и произойдет взрыв в виде яркой вспышки сверхновой звезды. Часть ядра, оставшаяся после взрыва, опять может сжаться и образовать компактный сверхплотный объект, называемый нейтронной звездой. В этом случае, если масса сжимающегося ядра сверхновой более чем в два раза превышает массу Солнца, образуется не нейтральная звезда, а черная дыра с высокой плотностью вещества, что его притяжение будет засасывать не только окружающую материю, но и любое излучение, включая собственный свет.
Белый карлик это небольшая горячая звезда типа Солнца на последней стадии жизни. Белые карлики составляют 10% от всех звёзд в Галактике, большинство из них имеют 60% массы Солнца, а диаметр сравним с земным шаром. Температура поверхности составляет 8000º С и более. Общая светимость белых карликов в 100 раз меньше солнечной из-за их малых размеров. По данным астрономии, Млечный Путь содержит 50 млрд. белых карликов.
Большой Взрыв послужил началом развития Вселенной в том виде, в каком мы её наблюдаем. В момент Большого Взрыва вся Вселенная была сжата и находилась в очень горячем сверхплотном состоянии. Большой Взрыв разбросал вещество во все стороны, образовав расширяющуюся Вселенную. Причина Большого Взрыва науке не известна. Наблюдения темпа расширения Вселенной говорят о том, что оно началось 10 – 20 млрд. лет назад. С теории Большого Взрыва началась современная космология.
Существует вариант Большого Взрыва, теория инфляции Вселенной, согласно которой сразу после Большого Взрыва Вселенная претерпела скоротечный период расширения, обусловивший её большие размеры и однородность. Теория инфляции Вселенной подтверждается последними наблюдениями фонового космического излучения. Учёные предполагают, что спустя 10-36 секунды после Большого Взрыва Вселенная была размером с горошину, а её температура составляла 10 миллиардов миллионов, миллионов, миллионов ºС. Через секунду после Большого Взрыва температура была около 10 млрд.ºС.
Объект , менее массивный, чем звезда, но более тяжелый, чем планета называют коричневым карликом. Массы коричневого карлика недостаточно, чтобы в его центре начались ядерные реакции, однако они светят благодаря теплу, запасенному ими при формировании из пылевого облака. Есть мнение, что по всей Галактике имеется огромное количество карликов. Первый коричневый карлик GI229В в созвездии Зайца, был открыт американскими астрономами в 1995 году. Он примерно в 40 раз массивнее Юпитера, но мощность его составляет 1% от сравнения с самой маленькой звездой. В 1996 году британские астрономы обнаружили четыре коричневых карлика на удалении 150 световых лет от Солнца.
Любую большую яркую звезду с не очень горячей поверхностью можно отнести к красным гигантам. Звезда красный гигант находится в поздней стадии своей жизни, когда в их недрах кончается водородное горючее, и начинаются реакции с участием более тяжелых элементов, таких как гелий, углерод и кремний. Из–за этих ядерных реакций, происходящих внутри красных гигантов, они теряют гравитационную стабильность и начинают сжиматься, одновременно нагреваясь. В результате происходит взрыв и вспышка с образованием на месте гиганта нейтронной звезды или более постепенное уменьшение массы и превращение красного гиганта в белого карлика. Диаметр красных гигантов в 10 – 100 раз превосходит диаметр Солнца. Они очень яркие благодаря своим размерам, температура их поверхности на 1700ºС ниже, чем у Солнца.
Любая холодная небольшая (около 1/10 массы Солнца) звезда называется красным карликом. Красные карлики горят очень медленно, и время их жизни может составить около 100 млрд. лет. Это самый вероятный тип звезд, которые трудно наблюдать из – за очень низкой светимости. Ближайшие к Солнцу звезды Проксима Центавра и Барнарда являются красными карликами.
Две галактики, ближайшие к нашей, имеют неправильную форму и являются отделившимися частями Млечного пути. Они называются Магеллановыми облаками. Они расположены в южных созвездиях Золотой Рыбы, Тукана и Столовой горы. Большое Магелланово облако находится на расстоянии 169 000 световых лет от Земли. Малое Магелланово облако удалено на 180 000 световых лет, его диаметр в пять раз меньше, чем у Млечного пути. Названы галактики в честь мореплавателя Фернана Магеллана (1480 – 1521), впервые их описавшего.
Неяркая полоса света, пересекающая ночное небо и есть Млечный Путь. Состоит из звёзд, лежащих в плоскости нашей Галактики. Галактику часто называют «Млечный Путь». Она относится к классу спиральных галактик. Её диаметр составляет 100 000 световых лет, а толщина 2 000 световых лет. Галактику образуют не менее 100 млрд. звёзд. Солнце находится в одном из её спиральных рукавов на расстоянии 25 000 световых лет от центра и недалеко от центральной плоскости.
Самая плотная часть Млечного Пути расположена вблизи центра Галактики и находится в созвездии Стрельца. В некоторых местах Млечный Путь прерывается темными пылевыми полосами, такими как туманность «Угольный мешок» в созвездии Южного Креста, препятствующими проникновению света от расположенных за ними звёзд. По этому Млечный Путь имеет непостоянную ширину и выглядит разделенным пополам между созвездиями Центавра и Лебедя.
Очень компактная, сверхплотная звезда, состоящая из нейтронов*, называется нейтронной звездой. Предполагается, что такие звезды образуются при взрыве массивных звёзд, когда протоны* и электроны*, составляющих звезду атомов сливаются благодаря сильному гравитационному сжатию и образуют нейтроны. Нейтронная звезда может быть в три раза тяжелее Солнца и при этом иметь диаметр 20 км.
* Нейтрон – (лат. (ни тот, ни другой), нейтральная элементарная частица.
* Протон – стабильная элементарная частица, вместе с нейтронами образуют все атомные ядра.
* Электрон – стабильная отрицательно заряженная элементарная частица.
Неяркая звезда, которая внезапно увеличивает свою яркость в 10 000 и более раз, остается в таком состоянии несколько дней, а затем постепенно угасает, называется новой звездой. После этого звезду невозможно наблюдать в течение многих лет или она пропадает совсем. По – видимому, вспышки новых звёзд происходят в двойных звёздных системах, когда газ от одной звезды перетекает к другой – белому карлику. При этом газ воспламеняется и разлетается в стороны со скоростью 1500 км/с и выше во время взрыва. В отличие от сверхновой, звезда не разрушается полностью во время вспышки. По прошествии нескольких недель или месяцев она возвращается в первоначальное состояние, и далее вспышки могут происходить многократно.
Звезда, яркость которой изменяется периодически или случайно за время от нескольких часов до нескольких лет, называется переменной звездой. Звёзды, которые имеют не такие регулярные интервалы изменения размера и яркости, разделяют на долгопериодические, переменные звезды (красный гигант Мира в созвездии Кита) и иррегулярные переменные звезды (некоторые красные сверхгиганты). Взрывные переменные звёзды внезапно испускают световые импульсы. Это могут быть вспышки на их поверхности или перераспределение газа между близко расположенными звёздами в паре. Вспышка звезды есть конец звёздной стадии, сопровождающийся взрывом. Разные типы переменности светимости тесно связаны со стадиями эволюции звёзд.
Газовая оболочка, сбрасываемая звездой в конце своего жизненного цикла, образует планетарную туманность. Планетные туманности не имеют ничего общего с планетами. После того, как звезда типа Солнца увеличится и станет красным гигантом, её внешние слои будут выброшены в космос и образуют планетарную туманность, а в центре останется ядро звезды – белый карлик.
Самая близкая к Северному полюсу яркая звезда в созвездии Малой Медведицы называется Полярной или Северной звездой. На её положение указывают две звезды созвездия Большой Медведицы, лежащей с ней на одной линии. Полярная звезда является желтым сверхгигантом, удаленной от Земли на 500 световых лет. В настоящее время её отклонение от северного полюса небесной сферы составляет 1º. В 2010 году, из-за прецессии, Полярная звезда приблизится к Северному полюсу на расстояние менее 30'. Затем это расстояние начнет увеличиваться и к 2800 году достигнет 47º.
Теория пульсирующей Вселенной утверждает, что гравитационное притяжение масс во Вселенной в итоге замедлит и остановит её расширение. Разбегание галактик будет обращено вспять, что приведет к Большому Сжатию, когда всё вещество Вселенной будет заключено в небольшом объёме при большой плотности. После этого может произойти Большой Взрыв и начаться новая стадия расширения. Теория полагает, что Вселенная будет периодически расширяться и сжиматься, проходя стадии Большого Взрыва и Большого Сжатия.
Галактика, являющаяся сильным источником электромагнитного излучения в радиочастотном диапазоне называется радиогалактика. Все галактики, включая нашу, излучают радиоволны, однако излучение радиогалактик может быть в миллион раз мощнее. Радиоизлучение происходит не от самой видимой галактики, а от двух облаков, не видимых в оптический телескоп. Эти облака могут простираться на миллионы световых лет по обе стороны галактики. Похожую двойную структуру можно наблюдать у квазаров, при наблюдении их в радиочастотном диапазоне, что говорит о большом сходстве этих объектов. В обоих случаях, источником энергии являются массивные чёрные дыры в центре объектов. Возможно, что некоторые радиогалактики образовались при столкновении или недавнем слиянии двух галактик.
Смерть сверхновой звезды достигает яркости 100 млн. Солнц и более, и сияет так же ярко, как небольшая галактика в течение нескольких дней. Многие сверхновые звёзды, по подсчетам астрономов, до 50% остаются не обнаруженными из-за межзвездной пыли, поглощающей свет.
Галактика, имеющая небольшое ядро, состоящее из горячего газа, вращающегося на большой скорости вокруг массивного центрального объекта (возможно черной дыры) называют Сейфертовской галактикой. Почти все Сейфертовские галактики спиральные. По-видимому. они имеют родство с квазарами, но их яркость в 100 раз меньше. Галактика названа в честь первооткрывателя Карла Сейферта (1911 – 1960).
Одна из 88 областей, на которые поделена небесная сфера с целью облегчения идентификации и наименования небесных тел называется созвездием. Первые созвездия были простыми фигурами на небе, составленными из звёзд, в которых каждая цивилизация видела своих богов, священных и мифических животных.
Современный список созвездий берет свое начало от 48 созвездий, известных древним грекам, которые, некоторые из них унаследовали от вавилонян. Список созвездий был узаконен Международным Астрономическим Союзом в 1930 году.
Две звезды, находящиеся близко друг от друг называют составной звездой. Многие звёзды, которые воспринимаются невооруженным глазом как одиночные, оказываются составными при наблюдении в телескоп. Некоторые составные звёзды притягивают друг друга своим гравитационным полем, вращаются вокруг общего центра масс и образуют истинные двойные звёзды. В телескоп составные звёзды обоих типов выглядят одинаково. Составные звезды бывают первого и второго типов. Звезды первого типа называют физическими парами или визуально двойными. Они являются важнейшим источником наших знаний о массе звезд.
Вещество, составляющее массы, как тёмная материя, если она действительно существует, могла бы объяснить большое количество непонятных в наше время гравитационных эффектов, сопровождающих движение галактик.
Согласно различным теориям, тёмная материя может состоять из неизвестных элементарных частиц (холодная тёмная матеря), быстрых нейтронов (горячая темная материя) или из их смеси.
Частично темная материя может существовать в виде коричневых карликов, одиночных планет, из звёзд, которым не удалось «зажечься». Такие объекты составляют до половины массы тёмной материи Млечного Пути.
Теория стационарной Вселенной противоположна теории Большого Взрыва. Теория утверждает, что не существовало момента зарождения Вселенной, а её расширение объясняется постоянным повсеместным появлением нового вещества. Теория была предложена в 1948 году Германом Бонди и Фредом Хойлом, однако в 1965 году, когда было открыто фоновое космическое излучение, теория потерпела серьезное поражение и в настоящее время практически отвергнута.
Космические облака газа и пыли создают туманность. Туманности это места зарождения звезд, при этом некоторые туманности состоят из газа, сброшенного умирающими планетами. Существует три типа туманностей: испускающие, отражающие и поглощающие свет. Эмиссионная туманность, такая, как туманность Ориона ярко светится. Это обусловлено тем, что молекулы газа туманности возбуждаются излучением звёзд, формирующихся внутри неё. В отражающей туманности частицы пыли отражают падающий на них свет звёзд. Туманность этого типа окружает звёздное скопление Плеяды. Поглощающая туманность представляет собой плотное облако, состоящее из молекулярного водорода, которое полностью или частично поглощает свет от звёзд, лежащим за ним. Типичными примерами являются туманность «Угольный Мешок» в созвездии Южного Креста и туманность «Конская Голова» в созвездии Ориона.
Электромагнитное излучение, оставшееся со времен формирования Вселенной, в результате Большого Взрыва, создает фоновое космическое излучение. Оно соответствует фоновой температуре Вселенной, составляющей (- 270º С). В 1992 г. была зафиксирована незначительная «рябь» фонового излучения, которая несёт информацию о первой стадии формирования галактик.
Космическое фоновое излучение было открыто 1965 году американскими астрономами Арно Пензиасом и Робертом Вилсоном, которые в 1978 г. за свое открытие были удостоены Нобелевской премии.
Жёлтые сверх гигантские звёзды, яркость которых регулярно меняется каждые несколько дней в результате пульсаций их внешних слоёв называются Цефеиды. Период пульсации напрямую связан со средней яркостью звезды. Чем ярче звезда, тем продолжительнее период пульсации. Эта зависимость открыта американским астрономом Хенриеттой Ливитт (1868 – 1921) и позволяет астрономам использовать изменения светимости Цефеид в качестве эталона для измерения расстояний в пределах нашей Галактики и до ближайших галактик.
Звёздное скопление, содержащее от 10 000 до нескольких миллионов звёзд и имеющее сферическую форму, называют шаровое скопление. Более сотни шаровых скоплений распределено вокруг нашей Галактики. Они состоят из старых звёзд, появившихся на ранних стадиях формирования Галактики. Шаровые скопления окружают и другие галактики.
Краткая биография Вселенной:
- возраст 13,7 млрд. лет;
- размер наблюдаемой части Вселенной 13,7 млрд. световых лет, примерно 1028 см;
- средняя плотность вещества 1028 г/см3;
- вес более 1050 тонн;
- вес в момент рождения согласно теории Большого Взрыва бесконечный. Согласно инфляционной теории менее миллиграмма.
Для изучения Галактик и звёзд используют телескопы. Небольшой оптический телескоп представлен на рисунке 1.2.