Текст книги "Естествознание и основы экологии"

Автор книги: Владислав Сивоглазов

Соавторы: Евгений Страут,Василий Голов,Рената Петросова
сообщить о нарушении

Текущая страница: 2 (всего у книги 21 страниц) [доступный отрывок для чтения: 8 страниц]

§ 4. Малые тела Солнечной системы

Помимо больших планет вокруг Солнца обращаются также малые тела Солнечной системы: множество малых планет и комет.

Всего к настоящему времени обнаружено более 100 тысяч малых планет, которые называют еще астероидами (звездоподобными), поскольку из-за своих малых размеров они даже в телескоп видны как светящиеся точки, похожие на звезды. До недавнего времени считалось, что все они движутся в основном между орбитами Марса и Юпитера, составляя так называемый пояс астероидов. Самым крупным объектом среди них является Церера, которая имеет диаметр около 1000 км (рис. 3). Считается, что общее число малых планет, размеры которых превышают 1 км, в этом поясе может достигать 1 млн. Но даже и в этом случае их общая масса в 1000 раз меньше массы Земли.

Рис. 3. Сравнительные размеры крупнейших астероидов

Не существует принципиальных различий между астероидами, которые мы наблюдаем в космическом пространстве с помощью телескопа, и метеоритами, которые попадают в руки человека после того, как они упали из космического пространства на Землю. Метеориты не представляют собой какого-то особого класса космических тел – это обломки астероидов. Они могут сотни миллионов лет двигаться по своим орбитам вокруг Солнца, как и остальные, более крупные тела Солнечной системы. Но если их орбиты пересекаются с орбитой Земли, они попадают на нашу планету как метеориты.

Развитие наблюдательных средств, в частности установка приборов на космических аппаратах, позволило установить, что в окрестностях Земли пролетает немало тел размером от 5 до 50 м (до 4 в месяц). К настоящему времени известно около 20 тел астероидного размера (от 50 м до 5 км), орбиты которых проходят недалеко от нашей планеты. Опасения по поводу возможного столкновения таких тел с Землей значительно усилились после падения на Юпитер кометы Шумейкеров – Леви 9 в июле 1995 г. Вероятно, все же нет особых оснований считать, что количество столкновений с Землей может сколько-нибудь заметно увеличиться (ведь «запасы» метеоритного вещества в межпланетном пространстве постепенно истощаются). Из числа столкновений, имевших катастрофические последствия, можно назвать лишь падение в 1908 г. Тунгусского метеорита – объекта, который по современным представлениям был ядром небольшой кометы.

С помощью космических аппаратов удалось получить изображения некоторых малых планет с расстояния в несколько десятков тысяч километров. Как и предполагалось, породы, составляющие их поверхность, оказались аналогичны тем, которые распространены на Земле и Луне, в частности, обнаружены оливин и пироксен. Подтвердились представления о том, что небольшие астероиды имеют неправильную форму, а их поверхность испещрена кратерами. Так, размеры Гаспры 19x12x11 км. У астероида Ида (размеры 56x28x28 км) обнаружен на расстоянии около 100 км от его центра спутник размером около 1,5 км. В подобной «двойственности» заподозрено около 50 астероидов.

Исследования, проведенные за последние 10–15 лет, подтвердили высказанные ранее предположения о существовании в Солнечной системе еще одного пояса малых тел. Здесь за орбитой Нептуна открыто уже свыше 800 объектов диаметром от 100 до 800 км, размеры некоторых превышают 2000 км. После всех этих открытий Плутон, диаметр которого составляет 2400 км, был лишен статуса большой планеты Солнечной системы. Предполагается, что общая масса «занептунных» объектов может быть равна массе Земли. Вероятно, эти тела содержат в своем составе значительное количество льда и больше похожи на ядра комет, чем на астероиды, находящиеся между Марсом и Юпитером.

Кометы, которые из-за своего необычного вида (наличие хвоста) с древнейших времен обращали на себя внимание всех людей, не случайно относятся к малым телам Солнечной системы. Несмотря на внушительные размеры хвоста, который может превышать в длину 100 млн км, и головы, которая по диаметру может превосходить Солнце, кометы справедливо называют «видимое ничто». Вещества в комете очень немного, практически все оно сосредоточено в ядре, которое представляет собой небольшую (по космическим меркам) снежно-ледяную глыбу с вкраплением мелких твердых частиц различного химического состава. Так, ядро одной из самых знаменитых комет – кометы Галлея, изображение которой было в 1986 г. получено КА «Вега», имеет длину всего 14 км, а ширину и толщину – вдвое меньше. В этом «грязном мартовском сугробе», как часто называют кометные ядра, содержится примерно столько замерзшей воды, сколько в снежном покрове, выпавшем за одну зиму на территории Московской области.

Кометы отличает от других тел Солнечной системы прежде всего неожиданность их появления, о чем в свое время писал А. С. Пушкин: «Как незаконная комета в кругу расчисленных светил…»

В этом лишний раз убедили нас события последних лет, когда в 1996 и 1997 гг. появились две очень яркие, видимые даже невооруженным глазом кометы. По традиции они названы по фамилиям тех, кто их открыл, – японского любителя астрономии Хиякутаки и двух американцев – Хейла и Боппа. Столь яркие кометы обычно появляются раз в 10–15 лет (таких, которые видны только в телескоп, ежегодно наблюдают 15–20). Предполагается, что в Солнечной системе существует несколько десятков миллиардов комет и что Солнечная система окружена одним или даже несколькими облаками комет, которые движутся вокруг Солнца на расстояниях в тысячи и десятки тысяч раз больших, чем расстояние до самой дальней планеты Нептун. Там, в этом космическом сейфе-холодильнике, миллиарды лет с момента образования Солнечной системы «хранятся» кометные ядра.

Когда ядро кометы приближается к Солнцу, оно разогревается, теряет газы и твердые частицы. Постепенно ядро распадается на все более и более мелкие фрагменты. Частицы, входившие в его состав, начинают обращаться вокруг Солнца по своим орбитам, близким к той, по которой двигалась комета, породившая этот метеорный поток. Когда частицы этого потока встречаются на пути нашей планеты, то, попадая в ее атмосферу с космической скоростью, они вспыхивают в виде метеоров. Оставшаяся после разрушения такой частицы пыль постепенно оседает на поверхность Земли.

Столкнувшись с Солнцем или большими планетами, кометы «погибают». Неоднократно были отмечены случаи, когда при движении в межпланетном пространстве ядра комет раскалывались на несколько частей. Видимо, не избежала этой участи и комета Галлея.

Особенности физической природы планет, астероидов и комет находят достаточно хорошее объяснение на основе современных космогонических представлений, что позволяет считать Солнечную систему комплексом тел, имеющих общее происхождение.

§ 5. Происхождение Солнечной системы

Возраст наиболее древних пород, обнаруженных в образцах лунного грунта и метеоритах, составляет примерно 4,5 млрд лет. Расчеты возраста Солнца дали близкую величину – 5 млрд лет. Принято считать, что все тела, которые в настоящее время составляют Солнечную систему, образовались примерно 4,5–5 млрд лет тому назад.

Согласно наиболее разработанной гипотезе, все они сформировались в результате эволюции огромного холодного газопылевого облака. Эта гипотеза достаточно хорошо объясняет многие особенности строения Солнечной системы, в частности, значительные различия двух групп планет.

В течение нескольких миллиардов лет само облако и входящее в его состав вещество значительно изменялись. Частицы, из которых состояло это облако, обращались вокруг Солнца по самым различным орбитам.

В результате одних столкновений частицы разрушались, а при других – объединялись в более крупные. Возникали более крупные сгустки вещества – зародыши будущих планет и других тел.

Подтверждением этих представлений можно считать и метеоритную «бомбардировку» планет – по сути, она является продолжением того процесса, который в прошлом привел к их образованию. В настоящее время, когда в межпланетном пространстве метеоритного вещества остается все меньше и меньше, этот процесс идет значительно менее интенсивно, чем на начальных стадиях формирования планет.

Вместе с тем в облаке происходили перераспределение вещества, его дифференциация. Под влиянием сильного нагрева из окрестностей Солнца улетучивались газы (в основном это самые распространенные во Вселенной – водород и гелий) и оставались лишь твердые тугоплавкие частицы. Из этого вещества сформировались Земля, ее спутник– Луна, а также другие планеты земной группы.

В процессе формирования планет и позднее на протяжении миллиардов лет в их недрах и на поверхности происходили процессы плавления, кристаллизации, окисления и другие физико-химические процессы. Это привело к существенному изменению первоначального состава и строения вещества, из которого образованы все ныне существующие тела Солнечной системы.

Вдали от Солнца на периферии облака эти летучие вещества намерзали на пылевые частицы. Относительное содержание водорода и гелия оказалось повышенным. Из этого вещества сформировались планеты-гиганты, размеры и масса которых значительно превышают планеты земной группы. Ведь объем периферийных частей облака был больше, а стало быть, больше и масса вещества, из которого образовались далекие от Солнца планеты.

Данные о природе и химическом составе спутников планет– гигантов, полученные в последние годы с помощью космических аппаратов, стали еще одним подтверждением справедливости современных представлений о происхождении тел Солнечной системы. В условиях, когда водород и гелий, ушедшие на периферию про-топланетного облака, вошли в состав планет-гигантов, их спутники оказались похожими на Луну и планеты земной группы.

Однако не все вещество протопланетного облака вошло в состав планет и их спутников. Многие сгустки его вещества остались как внутри планетной системы в виде астероидов и еще более мелких тел, так и за ее пределами в виде ядер комет.

§ 6. Солнце

Солнце – центральное тело Солнечной системы – является типичным представителем звезд, наиболее распространенных во Вселенной тел. Как и многие другие звезды, Солнце представляет собой огромный газовый шар, находящийся в равновесии в поле собственного тяготения.

С Земли мы видим Солнце как небольшой диск, угловой диаметр которого примерно равен 0,5°. Его край достаточно четко определяет граница того слоя, от которого приходит свет. Этот слой Солнца называется фотосферой (в переводе с греческого – сфера света).

Солнце испускает в космическое пространство колоссальный по мощности поток излучения, который в значительной мере определяет условия на поверхности планет и в межпланетном пространстве. Полная мощность излучения Солнца, его светимость составляет 4 · 10²³ кВт. Земля получает всего лишь одну двухмиллиардную долю солнечного излучения. Однако и этого достаточно, чтобы приводить в движение огромные массы воздуха в земной атмосфере, управлять погодой и климатом на земном шаре.

Основные физические характеристики Солнца

Масса (M) = 2 · 10³⁰кг.

Радиус (R) = 7 · 10⁸м.

Средняя плотность (р) = 1,4 · 10³ кг/м³.

Ускорение силы тяжести (g) = 2,7 · 10² м/с².

На основе этих данных, используя закон всемирного тяготения и уравнение газового состояния, можно рассчитать условия внутри Солнца. Такие расчеты позволяют получить модель «спокойного» Солнца. При этом принимается, что в каждом его слое соблюдается условие гидростатического равновесия: действие сил внутреннего давления газа уравновешивается действием сил тяготения. Согласно современным данным, давление в центре Солнца достигает 2 · 10⁸ Н/м², а плотность вещества значительно превышает плотность твердых тел в земных условиях: 1,5 · 10⁵ кг/м³, т. е. в 13 раз больше плотности свинца. Тем не менее применение газовых законов к веществу, находящемуся в этом состоянии, оправдано тем, что оно ионизовано. Размеры атомных ядер, потерявших свои электроны, примерно в 10 тысяч раз меньше размеров самого атома. Поэтому размеры самих частиц пренебрежимо малы по сравнению с расстояниями между ними. Это условие, которому должен удовлетворять идеальный газ, для смеси ядер и электронов, составляющих вещество внутри Солнца, выполняется, несмотря на его высокую плотность. Такое состояние вещества принято называть плазмой. Ее температура в центре Солнца достигает примерно 15 млн К.

При столь высокой температуре протоны, которые преобладают в составе солнечной плазмы, имеют столь большие скорости, что могут преодолеть электростатические силы отталкивания и взаимодействовать между собой. В результате такого взаимодействия происходит термоядерная реакция: четыре протона образуют альфа-частицу – ядро гелия. Реакция сопровождается выделением

определенной порции энергии – гамма-кванта. Из недр Солнца наружу эта энергия передается двумя способами: излучением, т. е. самими квантами, и конвекцией, т. е. веществом.

Выделение энергии и ее перенос определяют внутреннее строение Солнца: ядро – центральная зона, где происходят термоядерные реакции, зона передачи энергии излучением и наружная конвективная зона. Каждая из этих зон занимает примерно ¹/₃ солнечного радиуса (рис. 4).

Рис. 4. Строение Солнца

Следствием конвективного движения вещества в верхних слоях Солнца является своеобразный вид фотосферы – грануляция. Фотосфера как бы состоит из отдельных зерен – гранул, размеры которых составляют в среднем несколько сотен (до 1000) километров. Гранула представляет собой поток горячего газа, поднимающийся вверх. В темных промежутках между гранулами находится более холодный газ, опускающийся вниз. Каждая гранула существует всего 5-10 мин, затем на ее месте появляется новая, которая отличается от прежней по форме и размерам. Однако общая наблюдаемая картина при этом не меняется.

Фотосфера – самый нижний слой атмосферы Солнца. За счет энергии, поступающей из недр Солнца, вещество фотосферы приобретает температуру около 6000 К. Прилегающий к ней тонкий (около 10 000 км) слой называют хромосферой, выше которой на десятки радиусов Солнца простирается солнечная корона (см. рис. 4). Плотность вещества в короне по мере удаления от Солнца постепенно уменьшается, но потоки плазмы из короны (солнечный ветер) проходят через всю планетную систему. Основными составляющими солнечного ветра являются протоны и электроны, которые значительно меньше альфа-частиц (ядер гелия) и других ионов.

Как правило, в атмосфере Солнца наблюдаются многообразные проявления солнечной активности, характер протекания которых определяется поведением солнечной плазмы в магнитном поле, – пятна, вспышки, протуберанцы и т. п. Наиболее известными из них являются солнечные пятна, открытые еще в начале XVII в. во время первых наблюдений при помощи телескопа. Впоследствии оказалось, что пятна появляются в тех сравнительно небольших областях Солнца, которые выделяются очень сильными магнитными полями.

Сначала пятна наблюдаются как маленькие темные участки диаметром 2000–3000 км. Большинство из них в течение суток пропадает, однако некоторые увеличиваются в десятки раз. Такие пятна могут образовывать большие группы и существовать, меняя форму и размеры, на протяжении нескольких месяцев, т. е. нескольких оборотов Солнца. У крупных пятен вокруг наиболее темной центральной части (ее называют тень) наблюдается менее темная полутень. В центре пятна температура вещества снижается до 4300 К. Несомненно, что такое понижение температуры связано с действием магнитного поля, которое нарушает нормальную конвекцию и тем самым препятствует притоку энергии снизу.

Самыми мощными проявлениями солнечной активности являются вспышки, в процессе которых за несколько минут иногда выделяется энергия до 10²⁵Дж (такова энергия примерно миллиарда атомных бомб). Вспышки наблюдаются как внезапные усиления яркости отдельных участков Солнца в районе пятна. По скорости протекания вспышка подобна взрыву. Продолжительность сильных вспышек в среднем достигает 3 ч, а слабые длятся всего 20 мин. Вспышки также связаны с магнитными полями, которые в этой области после вспышки существенно меняются (как правило, ослабевают). За счет энергии магнитного поля плазма может нагреваться до температуры порядка 10 млн K. При этом значительно увеличивается скорость ее потоков, которая достигает 1000–1500 км/с, возрастает энергия электронов и протонов, входящих в состав плазмы. За счет этой дополнительной энергии возникает оптическое, рентгеновское, гамма– и радиоизлучение вспышек.

Потоки плазмы, образующиеся во время вспышки, через сутки-двое достигают окрестностей Земли, вызывая магнитные бури и другие геофизические явления. Например, при сильных вспышках практически прекращается слышимость радиопередач на коротких волнах по всему освещенному полушарию нашей планеты.

Наиболее крупными по своим масштабам проявлениями солнечной активности являются наблюдаемые в солнечной короне протуберанцы (см. рис. 4) – огромные по объему облака газа, масса которых может достигать миллиардов тонн. Некоторые из них («спокойные») напоминают по форме гигантские занавеси толщиной 3–5 тыс. км, высотой около 10 тыс. км и длиной до 100 тыс. км, подпираемые колоннами, по которым газ течет из короны вниз. Они медленно меняют свою форму и могут существовать в течение нескольких месяцев. Во многих случаях в протуберанцах наблюдается упорядоченное движение отдельных сгустков и струй по криволинейным траекториям, напоминающим по форме линии индукции магнитных полей. Во время вспышек отдельные части протуберанцев могут подниматься вверх со скоростью до нескольких сотен километров в секунду на огромную высоту – до 1 млн км, что превышает радиус Солнца.

Число пятен и протуберанцев, частота и мощность вспышек на Солнце меняются с определенной, хотя и не очень строгой, периодичностью – в среднем этот период составляет примерно 11,2 года. Отмечается определенная связь процессов жизнедеятельности растений и животных, состояния здоровья людей, погодно-климатических аномалий и других геофизических явлений и уровня солнечной активности. Однако механизм воздействия процессов солнечной активности на земные явления еще не вполне ясен.

§ 7. Звезды

Наше Солнце справедливо называют типичной звездой. Но среди огромного многообразия мира звезд есть немало таких, которые очень значительно отличаются от него по своим физическим характеристикам. Поэтому более полное представление о звездах дает следующее определение:

звезда– это пространственно обособленная, гравитационно связанная, непрозрачная для излучения масса вещества, в которой в значительных масштабах происходили, происходят или будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий.

Светимость звезд. Всю информацию о звездах мы можем получить только на основе исследования приходящего от них излучения. Наиболее значительно звезды отличаются друг от друга по своей светимости (мощности излучения): некоторые излучают энергии в несколько миллионов раз больше, чем Солнце, другие – в сотни тысяч раз меньше.

Солнце кажется нам самым ярким объектом на небе только потому, что оно находится гораздо ближе всех остальных звезд. Самая близкая из них альфа Центавра расположена в 270 тыс. раз дальше от нас, чем Солнце. Если находиться на таком расстоянии от Солнца, то оно будет выглядеть примерно таким, как наиболее яркие звезды созвездия Большой Медведицы.

Удаленность звезд. Вследствие того что звезды от нас очень далеки, лишь в первой половине XIX в. удалось обнаружить их годичный параллакс и вычислить расстояние. Еще Аристотель, а затем Коперник знали, какие наблюдения за положением звезд надо провести, чтобы обнаружить их смещение в том случае, если Земля движется. Для этого необходимо наблюдать положение какой-либо звезды из двух диаметрально противоположных точек ее орбиты. Очевидно, что направление на эту звезду за это время изменится, причем тем больше, чем ближе к нам расположена звезда. Так что это кажущееся (параллактическое) смещение звезды будет служить мерой расстояния до нее.

Годичным параллаксом (р) принято называть угол, под которым со звезды виден радиус (r) земной орбиты, перпендикулярный лучу зрения (рис. 5). Этот угол столь мал (менее 1 '), что ни Аристотелю, ни Копернику его обнаружить и измерить не удалось, поскольку они вели наблюдения без оптических приборов.

Рис. 5. Годичный параллакс звезд

Единицами расстояний до звезд являются парсек и световой год.

Парсек – это такое расстояние, на котором параллакс звезд равен 1 '. Отсюда и название этой единицы: пар – от слова «параллакс», сек – от слова «секунда».

Световой год – это такое расстояние, которое свет, распространяясь со скоростью 300 000 км/с, проходит за 1 год.

1 пк (парсек) = 3,26 светового года.

Определив расстояние до звезды и количество приходящего от нее излучения, можно вычислить ее светимость.

Если расположить звезды на диаграмме в соответствии с их светимостью и температурой, то окажется, что по этим характеристикам можно выделить несколько типов (последовательностей) звезд (рис. 6): сверхгиганты, гиганты, главная последовательность, белые карлики и т. д. Наше Солнце вместе со многими другими звездами относится к числу звезд главной последовательности.

Рис. 6. Диаграмма «температура – светимость» для ближайших звезд

Температура звезд. Температуру наружных слоев звезды, от которых приходит излучение, можно определить по спектру. Как известно, цвет нагретого тела зависит от его температуры. Иначе говоря, положение длины волны, на которую приходится максимум излучения, с повышением температуры смещается от красного к фиолетовому концу спектра. Следовательно, по распределению энергии в спектре можно определить температуру наружных слоев звезды. Как оказалось, эта температура для различных типов звезд заключена в пределах от 2500 до 50 000 K.

По известной светимости и температуре звезды можно рассчитать площадь ее светящейся поверхности и тем самым определить ее размеры. Оказалось, что гигантские звезды в сотни раз превосходят Солнце по диаметру, а звезды-карлики в десятки и сотни раз меньше него.

Масса звезд. В то же время по массе, которая является важнейшей характеристикой звезд, они отличаются от Солнца незначительно. Среди звезд нет таких, которые имели бы массу в 100 раз больше Солнца, и таких, у которых масса в 10 раз меньше, чем у Солнца.

В зависимости от массы и размеров звезд они различаются по своему внутреннему строению, хотя все имеют примерно одинаковый химический состав (95–98 % их массы составляют водород и гелий).

Солнце существует уже несколько миллиардов лет и мало изменилось за это время, поскольку в его недрах все еще происходят термоядерные реакции, в результате которых из четырех протонов (ядер водорода) образуется альфа-частица (ядро гелия, состоящее из двух протонов и двух нейтронов). Более массивные звезды расходуют запасы водорода значительно быстрее (за десятки миллионов лет). После «выгорания» водорода начинаются реакции между ядрами гелия с образованием устойчивого изотопа углерод-12, а также другие реакции, продуктами которых являются кислород и ряд более тяжелых элементов (натрий, сера, магний и т. д.). Таким образом, в недрах звезд образуются ядра многих химических элементов, вплоть до железа.

Образование из ядер железа ядер более тяжелых элементов может происходить только с поглощением энергии, поэтому дальнейшие термоядерные реакции прекращаются. У наиболее массивных звезд в этот момент происходят катастрофические явления: сначала стремительное сжатие (коллапс), а затем мощный взрыв. В результате звезда сначала значительно увеличивается в размерах, ее яркость возрастает в десятки миллионов раз, а затем сбрасывает в космическое пространство внешние слои. Это явление наблюдается как вспышка сверхновой звезды, на месте которой остается небольшая быстровращающаяся нейтронная звезда – пульсар.

Итак, мы знаем теперь, что все элементы, которые входят в состав нашей планеты и всего живого на ней, образовались в результате термоядерных реакций, идущих в звездах. Поэтому звезды являются не только самыми распространенными во Вселенной объектами, но и самыми важными для понимания явлений и процессов, происходящих на Земле и за ее пределами.