عصر اجرام آسمانی - عصر اجرام آسمانی. به عنوان مثال، سن زمین و شهاب‌سنگ‌ها و در نتیجه به‌طور غیرمستقیم دیگر اجرام منظومه شمسی با روش‌های کیهان‌شناسی هسته‌ای به طور قابل اعتمادی تخمین زده می‌شود. با مقدار ایزوتوپ های سرب 206Pb و 207Pb که در سنگ های مورد مطالعه در نتیجه تجزیه رادیواکتیو ایزوتوپ های اورانیوم 238U و 235U تشکیل شده است. از لحظه ای که تماس نمونه سنگ مورد مطالعه با منابع احتمالی 238U و 235U قطع شود (به عنوان مثال، پس از جدا شدن سنگ از مذاب در مورد منشاء آتشفشانی آن یا جداسازی مکانیکی در مورد شهاب سنگ ها، که ممکن است قطعاتی از اجرام کیهانی بزرگتر)، تشکیل ایزوتوپ های 206Рb و 207Рb به دلیل ایزوتوپ های اورانیوم موجود در نمونه است. از آنجایی که سرعت واپاشی رادیواکتیو ثابت است، مقدار ایزوتوپ های سرب انباشته شده مشخص کننده زمان سپری شده از لحظه جداسازی نمونه تا لحظه مطالعه است. در عمل، سن یک سنگ با نسبت محتوای ایزوتوپ های 206Pb و 207Pb به محتوای ایزوتوپ طبیعی 204Pb تعیین می شود که توسط رادیواکتیویته تولید نمی شود. این روش حدود 4.5 میلیارد سال برای سن قدیمی ترین سنگ های پوسته زمین تخمین می زند. تجزیه و تحلیل محتوای ایزوتوپ سرب در شهاب‌سنگ‌های آهن معمولاً تا 4.6 میلیارد سال تخمین می‌زند. سن شهاب سنگ های سنگی که با تبدیل رادیواکتیو ایزوتوپ پتاسیم 40K به ایزوتوپ آرگون 40Ar تعیین می شود، از 0.5 تا 5 میلیارد سال متغیر است. این نشان می دهد که برخی از شهاب سنگ ها نسبتاً اخیراً بوجود آمده اند. تجزیه و تحلیل سنگ های آورده شده از ماه به زمین نشان داد که مقدار گازهای بی اثر آنها - محصولات فروپاشی رادیواکتیو - با سن سنگ ها از 2 تا 4.5 میلیارد سال مطابقت دارد. بنابراین، سن سنگ های قمری و قدیمی ترین سنگ های پوسته زمین تقریباً یکسان است. سیارات منظومه شمسی، اما مدرن. ایده‌ها از ماده در فاز متراکم (دانه‌های غبار یا شهاب‌سنگ‌ها) به وجود آمده‌اند. بنابراین، سیارات جوان‌تر از برخی شهاب‌سنگ‌ها هستند. در این راستا، سن منظومه شمسی معمولاً 4.6 میلیارد سال تخمین زده می شود. سن تک ستاره ها و خورشید بر اساس نظریه ساختار و تکامل ستارگان تخمین زده می شود. بر اساس این نظریه، ستارگان به دلیل انرژی گرانشی و انرژی هسته ای می درخشند که به ترتیب در طول فشرده سازی ستارگان و در واکنش های گرما هسته ای که در مرکز آنها رخ می دهد، آزاد می شوند. منطقه (در مراحل مختلف تکامل، یکی از این منابع انرژی نقش غالب را ایفا می کند). تغییر در نوع واکنش گرما هسته ای نشان دهنده گذار به مرحله جدیدی از تکامل است (به تکامل ستارگان مراجعه کنید). مدت زمان هر مرحله از تکامل کوتاه‌تر است، ستاره پرجرم‌تر است، و با در نظر گرفتن رابطه بین جرم و درخشندگی برای ستاره‌های دنباله اصلی (شکل 2 را ببینید). جرم - وابستگی درخشندگی) مدت تقریباً با فرمول های زیر بیان می شود. مدت زمان مرحله تشکیل ستاره (فشرده سازی اولیه از یک پیش ستاره به یک ستاره دنباله اصلی) (میلیون سال) (1) (جرم و درخشندگی L یک ستاره در یک مرحله معین از تکامل بر حسب کسری از جرم و درخشندگی بیان می شود. مربوط به خورشید، خورشیدی -). ستاره های کم جرم در این مرحله می توانند شکم بسیار بزرگی داشته باشند. سن. بنابراین. قدیمی ترین ستاره های کوتوله با جرم کمتر (متغیرهایی مانند UV Ceti) هنوز این مرحله را تکمیل نکرده اند. F-la (1) حداکثر آنها را تخمین می زند. سن. مدت مرحله سوختن هیدروژن (ماندن ستاره در دنباله اصلی) طولانی ترین مرحله در زندگی یک ستاره است، زمانی که منبع انرژی ستاره است. واکنش‌های گرما هسته‌ای چرخه هیدروژن: (میلیون سال) (2) مجموع tc + tH حداکثر می‌دهد. تخمین سن یک ستاره در سکانس اصلی مدت مرحله سوزاندن هلیوم (مرحله غول سرخ) تقریباً 0.1 tH است. مجموع tc + tH + t او حداکثر را تخمین می زند. عصر غول سرخ و ابرغول. مراحل بعدی تکامل، مرتبط با "فرسودگی" کربن و سیلیکون در ستارگان، زودگذر و مشخصه ستارگان غول پیکر عظیم است (آنها تکامل خود را با یک انفجار پایان می دهند، به ابرنواخترها مراجعه کنید). در این مورد، ستاره های نوترونی و سیاهچاله ها می توانند تشکیل شوند (به فروپاشی گرانشی مراجعه کنید). ستارگان با جرم در روند تکامل ظاهراً به کوتوله های سفید تبدیل می شوند. هیچ تخمینی از مدت زمان وجود ستارگان در این مراحل وجود ندارد. بنابراین، می توان برای سن یک ستاره با جرم معین که در یک مرحله از تکامل است، محدودیت هایی ایجاد کرد، اما اینکه آیا در ابتدای این مرحله است یا تقریباً از آن گذشته است، تعیین بسیار دشوارتر است. . تخمین مستقیمی از سن یک ستاره را می توان با مقایسه درصد هیدروژن و هلیوم در هسته آن (که با محاسبه ساختار درونی ستاره پیدا می شود) و پوشش (که توسط طیف ستاره پیدا می شود) به دست آورد. به شرطی که بیرون مخلوط نباشد. و داخلی لایه ها، اما تغییرات در ترکیب ستاره در مرکز، ناشی از فرآیندهای گرما هسته ای، می تواند سن آن را تعیین کند. متأسفانه، نسبت هلیوم به هیدروژن و ستارگان بسیار تقریبی تخمین زده می شود و فقط برای ستارگان طیف. کلاس های O و B که در طیف های آنها خطوط هلیوم قوی مشاهده می شود. برای خورشید، این تخمین بسیار تقریبی است - 5 میلیارد سال از آغاز مرحله احتراق هیدروژن. این با تخمین های مربوط به سن منظومه شمسی مطابقت دارد، اما این احتمال نیز وجود دارد که خورشید 1-2 میلیارد سال از آن پیرتر باشد. اگر سن خورشید 5 میلیارد سال باشد، طبق فرمول (2) حدوداً دیگر روی دنباله اصلی باقی خواهد ماند. 5 میلیارد سال. اینکه آیا پس از آن مرحله غول سرخ را طی خواهد کرد یا بلافاصله تبدیل به یک کوتوله سفید خواهد شد، هنوز مشخص نیست، اگرچه احتمال اولی بیشتر است. در قدیمی‌ترین خوشه‌های ستاره‌ای شناخته شده، ستارگان با جرم خورشیدی یا کمی کمتر هنوز دنباله اصلی را اشغال می‌کنند و تکامل بیشتر آنها هنوز با کامل بودن کافی شناخته نشده است. با قضاوت بر اساس شیمی. ترکیب، خورشید ظاهر نمی شود. هم سن کهکشان، جوان‌تر است، اگرچه یکی از قدیمی‌ترین ستاره‌های کهکشانی است. دیسک شکل 1 تعیین سن خوشه های ستاره ای با استفاده از نمودار رنگ - درخشندگی چندین خوشه ستاره ای باز و یک خوشه کروی MH، B - V - شاخص رنگ. هر نقطه روی دنباله اصلی با حداکثر سن tc + tH ستاره ها (در شکل سمت راست) مطابقت دارد. نقطه ای که ستاره های خوشه دنباله اصلی را خاموش می کنند، سن (tc + tH) ستاره های خوشه را نشان می دهد. سن خوشه‌ها و انجمن‌های ستاره‌ای، که در آن ستارگان تقریباً به طور همزمان پدید آمده‌اند، بسیار مطمئن‌تر از سن ستارگان منفرد تخمین زده می‌شود. پرجرم ترین ستارگان در خوشه های باز به سرعت در تکامل خود پیشرفت می کنند و دنباله اصلی را ترک می کنند و به غول های قرمز یا (پرجرم ترین) ابرغول تبدیل می شوند. در نمودار هرتزسپرونگ-راسل چنین خوشه ای (شکل 1)، به راحتی می توان آن دسته از ستارگانی را تشخیص داد که در حال اتمام اقامت خود در دنباله اصلی هستند و برای ترک آن آماده می شوند. F-la (2) تخمینی از سن این ستارگان و در نتیجه کل خوشه ارائه می دهد. جوانترین خوشه های باز حدود 1 میلیون سال سن دارند، قدیمی ترین آنها 4.5-8 میلیارد سال سن دارند (با فرضیات متفاوت در مورد مقدار هیدروژن تبدیل شده به هلیوم). سن خوشه های ستاره ای کروی به روشی مشابه تخمین زده می شود، اگرچه نمودارهای هرتزسپرونگ-راسل برای خوشه های کروی تفاوت های خود را دارند. پوسته‌های ستارگان در این خوشه‌ها حاوی عناصر شیمیایی بسیار کمتری هستند که سنگین‌تر از هلیوم هستند، زیرا این خوشه‌ها از قدیمی‌ترین ستاره‌های کهکشان تشکیل شده‌اند (تقریباً شامل عناصر سنگین سنتز شده در ستاره‌های دیگر نمی‌شوند؛ همه عناصر سنگین موجود در آنجا به خودی خود سنتز شده‌اند. ). تخمین ها از سن خوشه های کروی از 9 تا 15 میلیارد سال (با خطای 2-3 میلیارد سال) متغیر است. سن کهکشان مطابق با نظریه تکامل آن تخمین زده می شود. در طی یک میلیارد سال اول، ابر گازی اولیه (پیش‌کهکشان) ظاهراً به توده‌های جداگانه متلاشی شد که باعث پیدایش خوشه‌های کروی و ستاره‌های کروی شد. زیر سیستم های کهکشان در طول تکامل، ستارگان در حال انفجار نسل اول گاز مخلوط با مواد شیمیایی سنگین را به فضا پرتاب کردند. عناصر. گاز به سمت کهکشان متمرکز شد. هواپیما، و از آن ستارگان نسل بعدی شکل گرفتند و سیستم (جمعیت) فشرده تر به سمت هواپیما را تشکیل دادند. معمولا چندین وجود دارد. جمعیت هایی که با تفاوت در خواص ستارگان موجود در آنها، محتوای عناصر سنگین در جو آنها (یعنی همه عناصر به جز H و He)، شکل حجم اشغال شده در کهکشان، و سنین مختلف مشخص می شوند (جدول). ترکیب و سن برخی از انواع جمعیت کهکشان جمعیت های کهکشان محتوای مواد شیمیایی سنگین. عناصر، % سن محدود، میلیارد سال خوشه‌های کروی، ستارگان زیرکوتوله، قیفاووسی کوتاه دوره 0.1 - 0.5 12 - 15 متغیرهای دوره طولانی، ستارگان با سرعت بالا 1 10 - 12 ستاره‌های دنباله اصلی خورشیدی، غول‌های قرمز، سحابی سیاره‌ای ستاره های جدید 2 5 - 7 ستارگان طیفی A 3 - 4 0.1-5 ستارگان کلاس های O و B، ابرغول ها 3 - 4 0.1 سن کهکشان را نیز می توان با زمان لازم برای تشکیل مقدار مشاهده شده تخمین زد. عناصر سنگین در آن . سنتز آنها ظاهراً در منطقه ما از کهکشان با تشکیل منظومه شمسی (یعنی 4.6 میلیارد سال پیش) متوقف شد. اگر سنتز به طور ناگهانی در یک زمان نسبتا کوتاه رخ داده است، سپس برای شکل گیری مدرن. نسبت ایزوتوپ های عناصر سنگین، باید 4-6 میلیارد سال قبل از ظهور منظومه شمسی، یعنی 9 تا 11 میلیارد سال پیش رخ داده باشد. مربوط می شود. مدت کوتاه دوره سنتز فشرده توسط تجزیه و تحلیل تایید می شود. ترکیب این عناصر، و نجومی. داده ها - تشکیل ستاره در کهکشان به ویژه در دوره اولیه شدید بود. بنابراین، سن کهکشان، که با سنتز عناصر تعیین می شود، از 9 تا 11 میلیارد سال متغیر است. سن بخش قابل مشاهده کیهان (متاکهکشان) بر اساس قانون انبساط متا کهکشان تخمین زده می شود. طبق قانون هابل، کهکشان ها با سرعت 50 تا 100 کیلومتر بر ثانیه در هر Mpc از یکدیگر دور می شوند. اگر این سرعت از ابتدای انبساط کمی تغییر کرده باشد، آنگاه سرعت متقابل تخمینی از حداکثر می دهد. سن متا کهکشان: 1/50 km-1.s.Mpc 20 میلیارد سال و 1/100 km-1.s.Mpc 10 میلیارد سال. با این حال، معمولاً فرض بر این است که گسترش متا کهکشان با گذشت زمان کند می‌شود، بنابراین سن آن باید تا حدودی جوان‌تر باشد. تخمین سن تا حد زیادی به دقت تعیین ثابت انبساط و به بزرگی کاهش سرعت، یعنی مدل فرضی جهان بستگی دارد (به کیهان شناسی مراجعه کنید). متن: Struve O.، Linds B.، Pillans E.، Elementary Astronomy، ترجمه. از انگلیسی ، چاپ دوم، م.، 1967; هارلی پی ام، عصر زمین، ترجمه. از انگلیسی، M., 1962; Faul G.، عصر سنگ ها، سیارات و ستارگان، ترجمه. از انگلیسی، M., 1968; Sobotovich E.V., Isotope Cosmochemistry, M., 1974. (Yu.P. Pskovsky)

درس 33

موضوع:خاستگاه منظومه شمسی

هدف:عصر زمین و سایر اجرام منظومه شمسی. روش تعیین رادیوایزوتوپ الگوهای اساسی در منظومه شمسی نظریه های شکل گیری منظومه شمسی (کانت، لاپلاس، اشمیت و دیگران).

وظایف :
1. آموزشی: معرفی مفاهیم: روش رادیوایزوتوپ، سن اجرام منظومه شمسی.

2. آموزش دادن: ایده توسعه (تکامل) را از اجرام آسمانی خاص (سیارات) به منظومه شمسی و کل کیهان گسترش داد.

3. رشدی: شکل‌گیری مهارت‌هایی برای تجزیه و تحلیل اطلاعات، توضیح ویژگی‌های سیستم‌ها و اجسام منفرد بر اساس مهمترین نظریه‌های فیزیکی، استفاده از یک طرح کلی برای مطالعه توالی تکامل و نتیجه‌گیری.
بدانید:

- روش رادیوایزوتوپ برای تعیین سن، سن منظومه شمسی (خورشید، زمین و ماه)، برخی از الگوهای منظومه شمسی، نظریه مدرن تشکیل منظومه شمسی.
قادر بودن به:

- محاسبه سن با استفاده از روش رادیوایزوتوپ.

در طول کلاس ها:

1. مواد جدید

شاخه ای از ستاره شناسی که به مطالعه منشأ و تکامل اجرام آسمانی - ستارگان (از جمله خورشید)، سیارات (از جمله زمین) و سایر اجرام منظومه سیاره ای می پردازد، کیهان شناسی نامیده می شود.
1. عصر اجرام منظومه شمسی
تعیین سن بر اساس استفاده روش رادیوایزوتوپ- بررسی محتوای عناصر رادیواکتیو (ایزوتوپ های عناصر شیمیایی) در سنگ ها. این روش در سال 1902 پیشنهاد شد پیر کوریو به طور مشترک با ارنست رادرفورد().
واپاشی رادیواکتیو به عوامل خارجی (T, P, فعل و انفعالات شیمیایی) بستگی دارد و تعداد اتم های تجزیه شده با فرمول تعیین می شود. N=No.2-t/T، جایی که T نیمه عمر است. به عنوان مثال، U235 نیمه عمر 710 میلیون سال و U.5 میلیارد سال دارد. سن با نسبت Pb206/U238 تخمین زده می‌شود، زیرا سرب آخرین محصول فروپاشی غیر رادیواکتیو است.
روش ژئوکرونولوژی مطلق در 60 هزار سال گذشته، روش کربن رادیواکتیو بر اساس تابش رادیواکتیو 14C است که در طی مطالعه فرآیند فتوسنتز در سال 1941 در برکلی کشف شد. ام کامنو اس. روبنبا نیمه عمر 5568 سال توسعه یافته است ویلارد فرانک لیبی(1946، ایالات متحده آمریکا). 350 ایزوتوپ روی زمین برای 94 عنصر شیمیایی وجود دارد.
سن خورشید 4.9 میلیارد سال است، یعنی متعلق به ستارگان نسل دوم است که از مجتمع های گاز و غبار به وجود آمده اند.
اعتقاد بر این است که منظومه شمسی بیش از 4.6 میلیارد سال قدمت دارد.
مطالعات اخیر در پایان سال 2005 نشان داد که سن ماه 4 میلیارد و 527 میلیون سال است. به گفته دانشمندان، خطای اندازه گیری می تواند حداکثر 20-30 میلیون سال باشد.
قدمت قدیمی ترین سنگ های روی زمین (پوسته) 3960 میلیون سال است.
سنگ های آتشفشانی و رسوبی مجموعه پیلبارا، در غرب صحرای شنی بزرگ استرالیا، از قدیمی ترین سنگ های روی زمین هستند که نشان می دهد حیات در سیاره زمین 3.416 میلیارد سال پیش آغاز شده است.

2. قاعده مندی ها در منظومه شمسی
فرضیه کیهان شناختی شکل گیری منظومه شمسی باید الگوهای مشاهده شده در آن را توضیح دهد. در اینجا به برخی از آنها اشاره می کنیم:
1 . مدار تمام سیارات عملاً در یک صفحه قرار دارد که به آن صفحه می گویند لاپلاس.
2 . گریز از مرکز مدار سیارات بسیار کوچک است.
3 . فاصله متوسط ​​سیارات از خورشید از الگوی خاصی پیروی می کند که به آن می گویند قانون تیتیوس-بود .
4 . سیارات در جهت چرخش خورشید به دور خورشید حرکت می کنند، همانطور که اکثر ماهواره های آنها این کار را انجام می دهند.
5 . سیارک ها (کمربند اصلی) در فاصله ای از خورشید قرار دارند که طبق قانون تیتیوس-بود باید یک سیاره وجود داشته باشد.
6 . تمام سیارات منظومه شمسی، به جز سیارات نزدیک به خورشید، عطارد و زهره، دارای ماهواره طبیعی هستند.
7 . بین سرعت زاویه ای چرخش سیارات و جرم آنها همبستگی مثبت وجود دارد: هر چه جرم بیشتر باشد سرعت چرخش بیشتر می شود. استثنا دوباره عطارد و زهره هستند.
8. در پارامترهای حرکات سیارات و ماهواره های آنها، همسان سازی ها حفظ می شود که نشان دهنده پدیده رزونانس است.
9. بیشتر سیارات (به جز زهره و اورانوس) در همان جهتی می چرخند که مدارشان به دور خورشید می چرخد.
10. سیارات 98 درصد از تکانه منظومه شمسی را با تنها 0.1 جرم خورشید تشکیل می دهند.
11. سیارات با توجه به ویژگی های فیزیکی خود به شدت به گروه های زمینی و غول تقسیم می شوند.
12. برابری اندازه‌های زاویه‌ای خورشید و ماه هنگام مشاهده از زمین، از دوران کودکی آشناست و این فرصت را برای ما فراهم می‌کند که خورشید گرفتگی‌های کامل (نه حلقوی) را مشاهده کنیم.
13. برابری نسبت های قطر خورشید به قطر زمین و فاصله خورشید تا زمین به قطر خورشید با دقت 1%: 1390000: 12751 = 109 و: 1390000 = 108
14. دوره چرخش ماه به دور زمین برابر است با دوره چرخش آن به دور محور خود (ماه قمری جانبی، 27.32 روز) و دوره چرخش کارینگتون خورشید (27.28 روز). شوگرین و اوبوت نشان می دهند که 600 تا 650 میلیون سال پیش ماه قمری سینودی برابر با 27 روز مدرن بود، یعنی رزونانس دقیقی با خورشید وجود داشت.
15. "میدان آفتابی". ویژگی جالب تناوب فعالیت خورشیدی، به سال 1943 باز می گردد. مقدار متوسط ​​مدت چرخه فعالیت خورشیدی برای 17 چرخه (128 سال)، مقدار متوسط ​​برای پس از حداکثر (حداکثر- حداقل دوره چرخه خورشیدی) P = 6.52 سال و همچنین مقدار متوسط ​​داده شده است. برای پیش حداکثر (حداقل-حداکثر دوره چرخه خورشیدی) N = 4.61 سال. در این حالت الگوی زیر مشاهده می شود: (6.52)2/(4.61)2=42.51/21.25=2 یا P/N=√2.
و الگوهای دیگر. هنگام ایجاد فرضیه ای برای تشکیل منظومه شمسی، لازم است همه الگوها را در نظر گرفت و توضیح داد.

3. فرضیه های تشکیل منظومه شمسی

فرضیه های شکل گیری منظومه شمسی را می توان به دو گروه تقسیم کرد: مصیبت بار - فاجعه آمیزو تکاملی. فرضیه های کیهان شناسی
اولین فرضیه ها مدت ها قبل از شناخته شدن بسیاری از الگوهای مهم منظومه شمسی ظاهر شدند. با کنار گذاشتن نظریات مربوط به خلقت منظومه شمسی به عنوان یک عمل همزمان آفرینش الهی، به مهمترین نظریه هایی می پردازیم که در آنها منشأ اجرام آسمانی به عنوان نتیجه یک فرآیند طبیعی توضیح داده شده و حاوی ایده های صحیح است.
1 . فرضیه کانت- اولین مفهوم جهانی فلسفی طبیعی - فلسفی در سالها توسعه یافت. در فرضیه او اجرام آسمانی از یک ابر غبار سرد غول پیکر تحت تأثیر گرانش سرچشمه می گیرند. خورشید در مرکز ابر و سیارات در حاشیه آن تشکیل شده اند. بنابراین، در ابتدا این ایده بیان شد که خورشید و سیارات به وجود آمدند همزمان.
2 . فرضیه لاپلاس- در سال 1796 فرضیه ای در مورد منشاء منظومه شمسی از یک سحابی گازی دوار داغ، بدون دانستن این نظریه مطرح کرد. I. کانت. سیارات در مرز سحابی با متراکم شدن بخارات سرد شده در صفحه استوایی متولد شدند و از سرد شدن سحابی به تدریج منقبض شدند و سریعتر و سریعتر می چرخند و هنگامی که نیروی گریز از مرکز با نیروی گرانش برابر شد، حلقه های متعددی تشکیل می شود که با متراکم شدن، تقسیم شدن به حلقه های جدید، ابتدا سیارات گازی ایجاد شد و لخته مرکزی به خورشید تبدیل شد. سیارات گازی سرد و منقبض شدند و حلقه هایی را در اطراف آنها تشکیل دادند که سپس ماهواره های سیارات از آن بیرون آمدند (من حلقه زحل را در استدلال خود صحیح می دانستم). در تئوری، تشکیل تمام اجسام منظومه شمسی: خورشید، سیارات، ماهواره ها به طور همزمان اتفاق می افتد. 5 واقعیت را ارائه می دهد (بدیهی است که کافی نیست) - ویژگی های منظومه شمسی بر اساس قانون گرانش. این اولین نظریه ای است که به شکل ریاضی توسعه یافته است و تقریباً 150 سال تا زمان تئوری وجود داشت.
فرضیه کانت-لاپلاس نمی تواند توضیح دهد که چرا در منظومه شمسی بیش از 98 درصد تکانه زاویه ای متعلق به سیارات است. یک اخترفیزیکدان انگلیسی این مشکل را به تفصیل بررسی کرد. هویل. وی به امکان انتقال تکانه زاویه ای از "پیش خورشید" به محیط با استفاده از میدان مغناطیسی اشاره کرد.
3. یکی از رایج ترین فرضیه های فاجعه آمیز، فرضیه بود شلوار جین. بر اساس این فرضیه ستاره ای از نزدیکی خورشید گذشت و با جاذبه ای که داشت جریان گازی را از سطح خورشید بیرون کشید که سیارات از آن به وجود آمدند. اشکال اصلی این فرضیه این است که احتمال اینکه ستاره در فاصله نزدیکی از خورشید قرار گیرد بسیار اندک است. علاوه بر این، در دهه چهل و پنجاه که این فرضیه مطرح می شد، تصور می شد که وجود کثرت جهان نیاز به اثبات ندارد و بنابراین، احتمال تشکیل منظومه سیاره ای نباید کم باشد. ستاره شناس اتحاد جماهیر شوروی، نیکلای نیکولاویچ پاریسکی، با محاسبات خود، به طور قانع کننده ای احتمال ناچیز تشکیل یک منظومه سیاره ای و در نتیجه حیات در سیارات دیگر را نشان داد که با دیدگاه های رایج فیلسوفان در آن زمان در تضاد بود. ظاهراً ایده انحصاری بودن منظومه سیاره شمسی منجر به مفهوم ایده آلیستی انسان محوری شد که دانشمند ماتریالیست نمی تواند با آن موافق باشد.
4. یکی دیگهفرضیه فاجعه بار مدرن در لحظه اولیه، خورشید، یک سحابی پیش سیاره ای و یک ستاره وجود داشت که در لحظه عبور از نزدیکی خورشید، منفجر شد و به یک ابرنواختر تبدیل شد. امواج ضربه ای نقش تعیین کننده ای در شکل گیری سیارات از این ابر پیش سیاره ای داشتند. همانطور که او در کتاب "رژه سیارات" می نویسد، این فرضیه در نتیجه تجزیه و تحلیل ترکیب شیمیایی شهاب سنگ بزرگ آلنده پشتیبانی قوی دریافت کرد. معلوم شد که مقدار غیرطبیعی کلسیم، باریم و نئودیمیم دارد.
5. حتی جالب تر، فرضیه فاجعه آمیز اخترفیزیکدان روسی، استاد دانشگاه سنت پترزبورگ، کریل پاولوویچ بوتوسوف است که حضور سیارات فراتر از نپتون را در اوایل دهه 70 پیش بینی کرد. آمریکایی ها با مشاهده ستاره های دنباله دار با دوره های طولانی چرخش به دور خورشید، به این نتیجه رسیدند که یک جسم عظیم خاص، "کوتوله قهوه ای" در فاصله زیادی از ستاره ما وجود دارد و آن را لوسیفر نامیدند. بوتوسوف این دومین ستاره منظومه شمسی را خورشید راجا با جرم حدود 2 درصد خورشید نامید. افسانه های تبتی اطلاعاتی در مورد آن نگه می دارند. لاماها آن را یک سیاره فلزی می دانند و از این رو بر جرم عظیم آن علیرغم اندازه نسبتا کوچک آن تأکید می کنند. در امتداد مداری بسیار کشیده حرکت می کند و هر 36 هزار سال یک بار در منطقه ما ظاهر می شود. بوتوسوف پیشنهاد می کند که پادشاه خورشید زمانی در رشد خود جلوتر از خورشید بوده و ستاره اصلی منظومه دوتایی بوده است. سپس به دنبال فرآیندهای طبیعی، فاز غول سرخ را طی کرد، منفجر شد و در نهایت به یک کوتوله سفید و سپس قهوه‌ای تبدیل شد. منظومه سیاره ای شامل مشتری، نپتون، زمین و عطارد بود. شاید زندگی در آنها وجود داشته باشد که چند صد میلیون سال جلوتر از زندگی مدرن بود (وگرنه چگونه می توان وجود آثار انسانی را در کنار آثار دایناسور توضیح داد؟). بقیه سیارات متعلق به خورشید بودند. راجا-خورشید که جرم خود را به شدت از دست داده بود، "همراهی" خود را به خورشید کنونی منتقل کرد. در طول تمام این آشفتگی های کیهانی، زمین ماه را از مریخ رهگیری کرد. بسیاری از افسانه ها می گویند که قبلاً سیاره ما ماهواره نداشت. شاید هنوز چندین سیاره در اطراف راجا-خورشید با تمدنی نامتناسب بالاتر از تمدن ما وجود داشته باشد. و از آنجا زمین را بررسی می کنند. اما چیزی که علیه راجا خورشید صحبت می کند این واقعیت است که بوتوسوف انتظار داشت تا سال 2000 ظاهر شود، اما هرگز ظاهر نشد.
5 . نظریه رایج رایج، نظریه اشمیت است.
مدل های کیهان شناسی

1. کره ای که در آن پیش ستاره ظاهر می شود (به ویژه خورشید ما) منقبض می شود و سرعت چرخش را افزایش می دهد. همانطور که پیش ستاره با سرعت بیشتری منقبض می شود، صفحه ای از مواد را در اطراف ستاره آینده تشکیل می دهد. بخشی از اولین بخش از مواد دیسک نزدیک تحت تأثیر گرانش بر روی ستاره در حال شکل گیری می افتد. گاز و غبار باقی مانده در دیسک و دارای گشتاور اضافی به تدریج خنک می شوند. یک دیسک پیش سیاره ای گاز و غبار در اطراف پیش ستاره تشکیل شده است.
2. ماده سرد شده در دیسک، صاف تر، متراکم تر، شروع به جمع شدن به توده های کوچک - سیاره ای کوچک می کند و دسته ای از میلیاردها توده به اندازه حدود یک کیلومتر را تشکیل می دهد که در حین حرکت آنها با هم برخورد می کنند، فرو می ریزند و متحد می شوند. بزرگترین آنها زنده ماندند - هسته های سیاره ای را تشکیل دادند و با رشد آنها، نیروی گرانشی فزاینده به جذب سیاره های کوچک نزدیک و جذب گاز و غبار اطراف کمک کرد. بدین ترتیب پس از 50 میلیون سال سیارات غول پیکر گازی شکل گرفتند. در بخش مرکزی دیسک، پروتوستار بیشتر توسعه یافت - فشرده و گرم شد.
3. پس از 100 میلیون سال، پیش ستاره به یک ستاره تبدیل می شود. تابش حاصله ابر را تا 400 کلوین گرم می کند، یک منطقه تبخیر تشکیل می شود و هیدروژن و هلیوم شروع به رانده شدن به فاصله دورتر می کنند و عناصر سنگین تر و سیاره های بزرگ موجود (سیاره های زمینی آینده) را در نزدیکی خود باقی می گذارند. در فرآیند تمایز گرانشی ماده (تقسیم به سنگین و سبک)، هسته سیاره و گوشته آن تشکیل می شود.
4. در قسمت بیرونی و دورتر منظومه شمسی از خورشید در ساعت 5 صبح. یعنی یک منطقه انجماد با دمای تقریباً 50K تشکیل می شود و هسته های سیاره ای بزرگی در اینجا تشکیل می شوند که معلوم شد قادر به حفظ مقدار معینی گاز در قالب یک ابر اولیه هستند. متعاقباً تعداد زیادی ماهواره در آن و از بقایای حلقه تشکیل شد.
5. ماه و ماهواره‌های مریخ (و همچنین برخی از ماهواره‌های سیارات غول‌پیکر) سیاره‌های کوچک سابق (سیارک‌های بعدی) هستند که توسط نیروهای گرانشی سیارات نگهداری می‌شوند (تسخیر شده‌اند).
اینجا نظریه دیگری در مورد شکل گیری منظومه شمسی :
در ابتدا خورشید کاملاً به تنهایی در مدار مرکز کهکشان حرکت کرد.
اجرام مادی با خصوصیات سیاراتی که در حال حاضر بخشی از منظومه شمسی ما هستند نیز به تنهایی و بدون ارتباط با یکدیگر وجود داشته اند، اگرچه در مجاورت نسبی خورشید قرار داشته و در همان جهت حرکت می کنند. هر یک از این اجرام که در مرحله خاصی از رشد بودند، توسط خلاء عمیق احاطه شده بودند که سطح آن به طور مستقیم به اندازه جرم آسمانی بستگی داشت. خورشید بیشترین جرم را داشت که طبیعتاً وجود قوی‌ترین نادر در اطراف آن را مشخص می‌کرد. بنابراین، در آنجا بود که قوی ترین جریان های ماده گرانشی هدایت شدند، که با برخورد با سیارات در مسیر خود، شروع به حرکت آهسته آنها به سمت خورشید کردند.
عطارد اولین کسی بود که وارد منطقه گرانش اطراف خورشید شد. با نزدیک شدن به ستاره، در سمت خورشید کمبود جرم های گرانشی لازم برای تکامل خود را تجربه کرد، که آن را مجبور کرد از جهت مستطیل منحرف شود و به دور خورشید بچرخد. عطارد پس از گذشتن از دومی، از آن دور شد، اما تحت فشار جریان های ماده پیش رو، مجبور شد به عقب برگردد و بارها و بارها حرکات چرخشی متقابل را در اطراف مرکز سیستم اجسام حاصل در امتداد مدار بیضی خود تکرار کند، در حالی که خلاء خود را به فضای خالی اطراف خورشید اضافه می کند. این در وجود پوچی نه تنها در اطراف خود سیاره، بلکه در شکل گیری آن در سراسر مداری که عطارد در امتداد آن حرکت می کند بیان می شود.
به این ترتیب منظومه شمسی ما شروع به ایجاد کرد.
زهره دوم در محیط خورشید ظاهر شد که تقریباً دقیقاً سرنوشت عطارد را تکرار کرد و مدار بعدی را در پشت آن اشغال کرد. سیاره زهره در طی فرآیند شکل گیری چرخش خود را حول محور خود که با سیارات دیگر متفاوت است به دست آورد و به هیچ وجه با تشکیل منظومه شمسی ارتباطی ندارد.
زمین و سایر اجرام مادی با ماهواره ها در حرکت مداری به دور خورشید درگیر بودند و قبلاً سیستم اجسام خود را داشتند.
کمربند سیارکی که در پشت مریخ وجود دارد و در مدار قرار دارد، بدون شک قبلاً متعلق به سیاره کوچک و عملاً غیر چرخشی فایتون بود که حدود 65 میلیون سال پیش سقوط کرد. حلقه های اطراف برخی از سیارات ماهیت مشابهی دارند. بخش عمده ای از اجرام فضایی منفجر شده جمع شده و به طور مساوی در کل خلاء مداری ایجاد شده در طول چرخش آنها قبل از فاجعه توزیع شده است.
حرکت مداوم توده های گرانشی به سمت مرکز منظومه شمسی هنوز نه تنها وضعیت کیفی منظومه شمسی را تغییر می دهد، بلکه اجسام مادی آزاد را نیز به سمت آن می برد که در آینده دور تبدیل به قمرهای خورشید می شوند.
منظومه شمسی ما اینگونه شکل گرفت، اما فرآیند پرکردن آن با اجرام آسمانی جدید تکمیل نشده است؛ این امر برای میلیون ها سال ادامه خواهد داشت.
اما منظومه شمسی چند ساله است؟ دانشمندان دریافته اند که برای حدود سیصد میلیون سال زمین یک توپ یخی بوده است. در این رابطه، می توان فرض کرد که در این دوره دمای خورشید نسبتاً پایین بوده و انرژی آن برای اطمینان از یک رژیم حرارتی در سیاره ما قابل مقایسه با رژیم فعلی کافی نبوده است. اما چنین فرضی کاملاً غیرقابل قبول است، زیرا حتی مریخ که در فاصله بسیار بیشتری از خورشید نسبت به زمین قرار دارد و انرژی حرارتی بسیار کمتری دریافت می کند، تا این دمای پایین خنک نشده است.
توضیح قابل قبول تر برای پدیده یخبندان جهانی زمین این است که در آن زمان از خورشید بسیار دور بود، یعنی خارج از فضای منظومه شمسی مدرن. یک نتیجه گیری مهم از این نتیجه حاصل می شود: سیصد میلیون سال پیش منظومه شمسی به این شکل وجود نداشت؛ خورشید به تنهایی در وسعت کیهان حرکت می کرد، در بهترین حالت که توسط عطارد و زهره احاطه شده بود.
بنابراین به طور قطع می توان گفت که سن تقریبی منظومه شمسی به طور قابل توجهی کمتر از سیصد میلیون سال است!

یکی از نظریه های مدرن شکل گیری زمین

4. سیارات اطراف ستاره های دیگر (سیاره های فراخورشیدی) V ویکیپدیا
افکار در مورد وجود جهان های دیگر توسط فیلسوفان یونان باستان بیان شده است: لیوسیپوس، دموکریتوس، اپیکور. همچنین، ایده وجود سیارات دیگر در اطراف ستارگان در سال 1584 توسط جووردانو برونو (1548-02/17/1600، ایتالیا) بیان شد. تا 24 آوریل 2007، 219 سیاره فراخورشیدی در 189 منظومه سیاره ای، 21 منظومه سیاره ای متعدد کشف شده است. اولین سیاره فراخورشیدی در سال 1995 در نزدیکی ستاره 51 پگاسی کشف شد که در فاصله 14.7 عدد از ما توسط ستاره شناسان رصدخانه ژنو قرار دارد. میشل ماژور(م. شهردار) و دیدیه کولوز(D. Queloz).
استاد نجوم در دانشگاه کالیفرنیا، برکلی جفری مارسی(جفری مارسی) و ستاره شناس پل باتلر(پل باتلر) از دانشگاه کارنگی در 13 ژوئن 2002 کشف سیاره ای از کلاس مشتری را اعلام کرد که در فاصله ای تقریباً برابر با فاصله ای که مشتری ما به دور خورشید می چرخد، به دور ستاره خود می چرخد. ستاره 55 کانکری 41 سال نوری از زمین فاصله دارد و یک نوع ستاره خورشید مانند است. سیاره کشف شده از ستاره دور است. 5.5 واحد نجومی (مشتری در 5.2 واحد نجومی). دوره مداری آن 13 سال است (برای مشتری - 11.86 سال). جرم - از 3.5 تا 5 جرم مشتری. بنابراین، برای اولین بار در 15 سال رصد، یک تیم بین المللی از "شکارچیان سیاره در اطراف ستارگان دیگر" موفق به کشف یک منظومه سیاره ای شبیه به ما شدند. در حال حاضر هفت سیستم شناخته شده از این قبیل وجود دارد.
دانشجوی دانشگاه پنسیلوانیا با استفاده از تلسکوپ مداری هابل جان دبس(جان دبس) که روی پروژه ای برای جستجوی ستارگان در منظومه های دیگر کار می کرد، در اوایل ماه مه 2004، برای اولین بار در تاریخ، از سیاره ای در منظومه ای دیگر که در فاصله تقریباً 100 سال نوری از زمین قرار داشت، عکس گرفت و رصد را تأیید کرد. در اوایل سال 2004 با تلسکوپ VLT (شیلی) و اولین عکس از یک همراه در اطراف ستاره 2M 1207 (کوتوله قرمز). جرم آن 5 جرم مشتری و شعاع مداری آن 55 واحد نجومی تخمین زده شده است. ه.

در خانه:

الگوی توزیع فاصله سیارات از خورشید با وابستگی تجربی بیان می شود آ. ه.که نامیده می شود قانون تیتیوس-بود.با هیچ یک از فرضیه های کیهانی موجود توضیح داده نمی شود، اما جالب است که پلوتون به وضوح در جدولی که آن را نشان می دهد نمی گنجد. شاید این نیز یکی از دلایل تصمیم IAC باشد ( چه چیزی در تعریف سیاره گنجانده شده است؟) در مورد حذف پلوتون از لیست سیارات بزرگ؟ [تعریف سیاره شامل سه شرط است: 1) به دور خورشید می گردد، 2) به اندازه کافی بزرگ (بیش از 800 کیلومتر) و پرجرم (بالاتر از 5 در 1020 کیلوگرم) است که شکل کروی به خود بگیرد، 3) هیچ جرمی با اندازه مشابه وجود ندارد. نزدیک مدارش این دلیل نیز مناسب است، زیرا اجسامی در کمربند کویپر وجود دارند که بزرگتر از پلوتون هستند.]

نظریه های مدرن ساختار داخلی اجرام آسمانی و همچنین کیهان شناسی سیاره ای، از نتایج مطالعات مربوط به سن سنگ ها، نوترینوهای خورشیدی یا سایر داده های به دست آمده از مطالعه لایه بیرونی یک جرم آسمانی به عنوان مبنای اولیه و تجربی برای تخمین استفاده می کنند. عصر اجرام آسمانی

از آنجایی که بر اساس مدل جهان‌بینی گردابی، اجرام آسمانی از طریق انباشت ماده کیهانی ایجاد شده‌اند، نتیجه‌گیری می‌شود که هر لایه درونی باید سن خاص خود را داشته باشد که از سن لایه بیرونی همان سیاره یا ستاره بیشتر باشد. در نتیجه، از مطالعات سنگ‌های خارجی یا هر تشعشعی که از این سنگ‌ها ساطع می‌شود، تخمین سن ماده درونی یا کل جرم آسمانی غیرممکن است.

بر اساس گرانش گرداب و ایجاد اجرام آسمانی، تعیین سن سیارات به سادگی با تقسیم جرم سیاره بر افزایش سالانه مربوطه در جرم این سیاره مجاز است.

با در نظر گرفتن موارد فوق، سن زمین 15.6 میلیارد سال است.

ماده تاریک

همانطور که مشخص است، در اواسط قرن گذشته، هنگام مطالعه ساختار کهکشان، اختلافی بین توزیع ستارگان و توزیع پتانسیل گرانشی کشف شد.

نظرات علمی به دو گروه تقسیم شدند.

برخی از دانشمندان استدلال کرده اند که نظریه گرانش نیوتن که از مشاهدات سیارات منظومه شمسی به دست آمده است، در مقیاس های بزرگتر نجومی درست نیست.

اکثر محققان موافقند که بخشی از ماده (30٪) فوتون ساطع نمی کند، بنابراین قابل مشاهده نیست. اما این ماده است که پتانسیل گرانشی را در کهکشان متعادل می کند. ماده نامرئی ماده تاریک نامیده می شود.

بدیهی است که نظریه گرانش گردابی در توضیح این «پارادوکس» نجومی مشکلی ندارد، زیرا نیروی گرانش جهانی به جرم ستارگان بستگی ندارد، بلکه فقط به سرعت چرخش گرداب و گرادیان فشار اتر کهکشانی بستگی دارد. قدر گرانش گرداب در هر کهکشانی را می توان مطابق با فصل تعیین کرد. 2.1. مقدار حاصل از نیروی گرانشی، نیروهای گریز از مرکز ستارگان را کاملا متعادل می کند و بنابراین، نیازی به استفاده از ماده تاریک فرضی نیست.

سن زمین با روش های مختلفی تعیین می شود. دقیق ترین آنها تعیین سن سنگ ها است. این شامل محاسبه نسبت مقدار اورانیوم رادیواکتیو به مقدار سرب موجود در یک سنگ معین است. واقعیت این است که سرب محصول نهایی تجزیه خود به خودی اورانیوم است. سرعت این فرآیند دقیقا مشخص است و به هیچ وجه نمی توان آن را تغییر داد. هر چه اورانیوم کمتری باقی بماند و سرب بیشتری در سنگ انباشته شود، سن آن بیشتر می شود. قدیمی ترین سنگ های پوسته زمین چند میلیارد سال قدمت دارند. زمین به طور کلی ظاهراً کمی زودتر از پوسته زمین پدید آمده است. مطالعه بقایای فسیل شده حیوانات و گیاهان نشان می دهد که طی صدها میلیون سال گذشته، تابش خورشید تغییر قابل توجهی نداشته است. طبق برآوردهای مدرن، سن خورشید حدود 5 میلیارد سال است. خورشید پیرتر از زمین است

ستاره هایی وجود دارند که بسیار جوانتر از زمین هستند، به عنوان مثال، ابرغول های داغ. بر اساس میزان مصرف انرژی توسط ابرغول های داغ، می توان قضاوت کرد که ذخایر احتمالی انرژی آنها به آنها این امکان را می دهد که فقط برای مدت کوتاهی آن را سخاوتمندانه خرج کنند. این بدان معنی است که ابرغول های داغ جوان هستند - آنها 10 6 -10 7 ساله هستند.

ستاره‌های جوان در بازوهای مارپیچی کهکشان یافت می‌شوند، مانند سحابی‌های گازی که ستاره‌ها از آن سرچشمه می‌گیرند. ستاره هایی که وقت نداشتند از شاخه پراکنده شوند، جوان هستند. وقتی شاخه را ترک می کنند، پیر می شوند.

ستاره های خوشه های کروی، طبق نظریه مدرن ساختار داخلی و تکامل ستارگان، قدیمی ترین هستند. آنها می توانند بیش از 10 10 سال سن داشته باشند. واضح است که منظومه های ستاره ای - کهکشان ها باید قدیمی تر از ستاره هایی باشند که از آنها تشکیل شده اند. اکثر آنها باید حداقل 10 10 سال سن داشته باشند

در جهان ستاره ای، نه تنها تغییرات آهسته اتفاق می افتد، بلکه تغییرات سریع و حتی فاجعه بار نیز رخ می دهد. برای مثال، در طی یک دوره زمانی حدود یک سال، یک ستاره معمولی به‌عنوان یک «ابر نواختر» شعله‌ور می‌شود (§ 24.3)، و تقریباً در همان زمان روشنایی آن کاهش می‌یابد.

در نتیجه، احتمالاً به یک ستاره کوچک ساخته شده از نوترون تبدیل می شود و با یک نقطه به ترتیب یک ثانیه یا سریعتر می چرخد ​​(یک ستاره نوترونی). چگالی آن به چگالی هسته‌های اتمی (10 16 کیلوگرم بر متر) افزایش می‌یابد و به یک ساطع کننده قدرتمند پرتوهای رادیویی و ایکس تبدیل می‌شود که مانند نور آن با دوره‌ی چرخش ستاره می‌چرخند. یک نمونه از این تپاخترهمانطور که آنها نامیده می شوند، به عنوان یک ستاره کم نور در مرکز سحابی رادیویی خرچنگ در حال گسترش (24.3 دلار) عمل می کند. بسیاری از بقایای انفجارهای ابرنواختری به شکل تپ اخترها و سحابی های رادیویی مانند سحابی خرچنگ از قبل شناخته شده اند.

مسئله منشا منظومه شمسی باید همراه با مشکل پیدایش و توسعه ستارگان حل شود. شاید بدون آگاهی از چگونگی شکل گیری و تکامل کهکشان ها، حل صحیح آن دشوار باشد.

در اکثر کتاب های درسی، دایره المعارف ها و کتاب های مرجع مدرن، سن خورشید 4.5-5 میلیارد سال تخمین زده شده است. همان مقدار زمان برای "سوزاندن" به او اختصاص داده شده است.

در نیمه اول قرن بیستم، توسعه فیزیک هسته ای به حدی رسید که محاسبه کارایی واکنش های مختلف گرما هسته ای امکان پذیر شد. همانطور که در اواخر دهه 1930 مشخص شد، تحت شرایط فیزیکی موجود در ناحیه مرکزی خورشید و ستارگان، واکنش هایی ممکن است رخ دهد که منجر به اتحاد چهار پروتون (هسته یک اتم هیدروژن) در هسته یک اتم هلیوم شود. در نتیجه چنین وحدتی، انرژی آزاد می شود و همانطور که از محاسبات بر می آید، این روش درخشش خورشید را برای میلیاردها سال تضمین می کند. ستارگان غول پیکر که از سوخت هسته ای خود (پروتون ها) بیشتر استفاده می کنند، باید عمر بسیار کوتاه تری نسبت به خورشید داشته باشند - فقط ده ها میلیون سال. از این رو، در همان سال ها، نتیجه گیری در مورد تولد چنین ستاره هایی در زمان ما انجام شد. در مورد ستارگان کوچکتر مانند خورشید، بسیاری از ستاره شناسان همچنان بر این عقیده بودند که همه آنها، مانند خورشید، میلیاردها سال پیش تشکیل شده اند.

در پایان دهه 40 V.A. آمبارتسومیان رویکرد کاملاً متفاوتی را برای مسئله تعیین سن ستارگان در پیش گرفت. این بر اساس داده های رصدی گسترده موجود در آن زمان در مورد توزیع ستارگان از انواع مختلف در فضا، و همچنین بر اساس نتایج مطالعات خودمان در مورد دینامیک ستارگان، یعنی حرکات آنها در میدان گرانشی ایجاد شده توسط تمام ستاره های کهکشان
V.A. بر این اساس، آمبارتسومیان نه تنها برای اخترفیزیک، بلکه برای کل علوم طبیعی، دو نتیجه مهم را به دست آورد:

1. تشکیل ستاره در کهکشان تا به امروز ادامه دارد.
2. ستاره ها به صورت گروهی متولد می شوند.

این نتایج نه به مفروضات مربوط به مکانیسم تشکیل ستاره بستگی دارد، که در آن سالها با قطعیت مشخص نشده بود، و نه به ماهیت منابع انرژی ستاره ای. آنها بر اساس آنچه V.A. آمبارتسومیان نوع جدیدی از خوشه های ستاره ای را کشف کرد که آنها را انجمن های ستاره ای نامید.

قبل از کشف انجمن های ستاره ای، ستاره شناسان از دو نوع گروه ستاره ای در کهکشان می دانستند - خوشه های باز (یا باز) و خوشه های کروی. در خوشه های باز، غلظت ستارگان چندان قابل توجه نیست، اما آنها همچنان در پس زمینه میدان ستاره ای کهکشان خودنمایی می کنند. خوشه ای از نوع دیگر - کروی - با درجه بالایی از غلظت ستاره ها متمایز می شود و با وضوح ناکافی خوب، به نظر می رسد یک جسم واحد باشد. چنین خوشه ای متشکل از صدها هزار ستاره است که میدان گرانشی به اندازه کافی قوی ایجاد می کند که از تجزیه سریع آن جلوگیری می کند. می تواند برای مدت طولانی وجود داشته باشد - حدود 10 میلیارد سال. خوشه باز شامل چند صد ستاره است و اگرچه یک سیستم محدود به گرانش است، اما این ارتباط خیلی قوی نیست. همانطور که توسط V.A نشان داده شده است، خوشه می تواند متلاشی شود. محاسبات آمبارتسومیان برای چند صد میلیون سال.

دانشمندان ناسا سن جهان ما را با دقت بی سابقه ای تعیین کرده اند. ستاره شناسان عمر آن را 13.7 میلیارد سال تخمین می زنند و اولین ستاره ها 200 میلیون سال پس از انفجار بزرگ ظاهر شدند. از این لحظه به بعد، جهان به طور مداوم منبسط می شود، پراکنده می شود و سرد می شود... تا زمانی که وجود ندارد.

پیش از این، اخترفیزیکدانان معتقد بودند که جهان ما بین 8 تا 20 میلیارد سال سن دارد، سپس آنها در محدوده 12-15 میلیارد قرار گرفتند و حق خطای 30٪ را محفوظ داشتند. برآورد فعلی دارای حاشیه خطای 1٪ است. در مورد "دوره بارداری" اولین ستاره، قبلاً تصور می شد که در محدوده 500 میلیون تا یک میلیارد سال قرار دارد.
حتی جالب تر، ترکیب کیفی ماده جهان است. به نظر می رسد که تنها 4 درصد ماده از اتم ها تشکیل شده است که تابع قوانین شناخته شده الکترومغناطیس و گرانش هستند. 23 درصد دیگر را به اصطلاح "ماده تاریک" تشکیل می دهد (دانشمندان در مورد خواص آن اطلاعات کمی دارند). خوب، تا 73 درصد از هر چیزی که وجود دارد، «انرژی تاریک» یا «ضد جاذبه» اسرارآمیز است که جهان را وادار به انبساط می‌کند. معلوم می شود که ما تا 96 درصد می دانیم که هیچ چیز نمی دانیم.
روز اولین واحد طبیعی زمان بود که کار و استراحت را تنظیم می کرد. در ابتدا روز به روز و شب تقسیم می شد و بعداً به 24 ساعت.

روز بیدریال با دوره چرخش زمین به دور محور خود نسبت به هر ستاره تعیین می شود.
ظهر واقعی در زمان‌های مختلف در نصف النهارهای مختلف زمین رخ می‌دهد و برای سهولت، قرارداد این است که کره زمین را به مناطق زمانی تقسیم کنیم که از 15 درجه طول جغرافیایی عبور می‌کنند و با نصف النهار گرینویچ شروع می‌شود. این نصف النهار لندن با طول جغرافیایی 0 درجه است و کمربند صفر (اروپای غربی) نامیده می شود.

ثانیه یک واحد زمان پذیرفته شده است؛ قلب انسان با بازه زمانی تقریباً 1 ثانیه می‌تپد. از لحاظ تاریخی، این واحد با تقسیم روز به 24 ساعت، 1 ساعت به 60 دقیقه، 1 دقیقه به 60 ثانیه مرتبط است.

ثانیه اتمی بازه زمانی است که در طی آن تقریباً 10 میلیارد ارتعاش یک اتم Cs رخ می دهد - (9,192,631,830).

تقویم سیستمی برای گزارش دوره های زمانی طولانی است که در آن ترتیب معینی از شمارش روزهای یک سال تعیین می شود و شروع گزارش مشخص می شود.

تعیین سن بر اساس طیف

در نگاه اول ممکن است به نظر برسد که برای تعیین ترکیب خورشید یا یک ستاره، لازم است حداقل کمی از ماده آن استخراج شود. با این حال، اینطور نیست. ترکیب یک جرم آسمانی را می توان با مشاهده نوری که از آن به ما می رسد با استفاده از ابزارهای خاص تعیین کرد. این روش را آنالیز طیفی می نامند و در نجوم از اهمیت بالایی برخوردار است.
ماهیت این روش را می توان به شرح زیر درک کرد. اجازه دهید یک مانع مات با یک شکاف باریک در جلوی لامپ الکتریکی، یک منشور شیشه ای در پشت شکاف و یک صفحه سفید کمی دورتر قرار دهیم. یک رشته فلزی جامد گرم شده در یک لامپ الکتریکی می درخشد. یک پرتو باریک از نور سفید که توسط شکاف بریده شده و از یک منشور می گذرد، به رنگ های اجزای آن تجزیه می شود و تصویر رنگی زیبایی بر روی صفحه نمایش می دهد که شامل بخش هایی با رنگ های مختلف است که به طور مداوم به یکدیگر تبدیل می شوند - این چنین است. به نام طیف نور پیوسته، شبیه به رنگین کمان. نوع طیف یک جامد گرم شده به ترکیب آن بستگی ندارد، بلکه فقط به دمای بدن بستگی دارد.
هنگامی که مواد در حالت گاز می درخشند، وضعیت متفاوتی رخ می دهد. هنگامی که گازها می درخشند، هر یک از آنها با نوری خاص و منحصر به فرد می درخشند. هنگامی که این نور با استفاده از یک منشور، مجموعه ای از خطوط رنگی یا یک طیف خط تجزیه می شود، مشخصه هر گاز داده شده به دست می آید (شکل 1). به عنوان مثال، این درخشش نئون، آرگون و سایر مواد در لوله های تخلیه گاز یا به اصطلاح لامپ های نور سرد است.

طیف ورود. عکس: ناسا

تجزیه و تحلیل طیفی بر این واقعیت استوار است که هر ماده داده شده را می توان با طیف گسیلش از سایرین متمایز کرد. هنگام تجزیه و تحلیل طیفی مخلوطی از چندین ماده، می توان از روشنایی نسبی خطوط منفرد مشخصه هر ماده برای تعیین محتوای نسبی یک ناخالصی خاص استفاده کرد. علاوه بر این، دقت اندازه گیری ها به حدی است که تعیین وجود ناخالصی کوچک را ممکن می کند، حتی اگر فقط یکصد هزارم مقدار کل ماده باشد. بنابراین، تجزیه و تحلیل طیفی نه تنها یک روش کیفی، بلکه یک روش کمی دقیق برای مطالعه ترکیب یک مخلوط است.
اخترشناسان با نشان دادن تلسکوپ ها به سمت آسمان، الگوهای حرکت ستارگان و ترکیب نوری که ساطع می کنند را مطالعه می کنند. بر اساس ماهیت حرکت اجرام آسمانی، اندازه ستارگان، جرم آنها و ... تعیین می شود.بر اساس ترکیب نور ساطع شده از اجرام آسمانی، ترکیب شیمیایی ستارگان با استفاده از تحلیل طیفی تعیین می شود. فراوانی نسبی هیدروژن و هلیوم در ستاره مورد مطالعه با مقایسه روشنایی طیف این مواد تعیین می شود.

از آنجایی که رشد یک ستاره با تبدیل مداوم هیدروژن به هلیوم در داخل آن همراه است، هر چه ستاره پیرتر باشد، هیدروژن کمتر و هلیوم بیشتری در آن وجود دارد. دانستن فراوانی نسبی آنها به ما امکان می دهد سن ستاره را محاسبه کنیم. با این حال، این محاسبه اصلا ساده نیست، زیرا در طول تکامل ستارگان، ترکیب آنها تغییر می کند و جرم آنها کاهش می یابد. در همین حال، سرعت تبدیل هیدروژن به هلیوم در یک ستاره به جرم و ترکیب آن بستگی دارد. علاوه بر این، بسته به جرم اولیه و ترکیب اولیه، این تغییرات با سرعت های مختلف و به روش های کمی متفاوت رخ می دهد. بنابراین، برای تعیین صحیح سن یک ستاره از مقادیر مشاهده شده - درخشندگی، جرم و ترکیب، لازم است تا حدی تاریخچه ستاره بازیابی شود. این همان چیزی است که همه محاسبات را بسیار پیچیده می کند و نتایج آنها چندان دقیق نیست.

با این وجود، اندازه گیری ها و محاسبات مربوطه برای بسیاری از ستاره ها انجام شده است. به گفته A. B. Severny، خورشید حاوی 38٪ هیدروژن، 59٪ هلیوم و 3٪ عناصر دیگر، از جمله حدود 1٪ کربن و نیتروژن است. در سال 1960، D. Lambert بر اساس داده های مربوط به جرم، درخشندگی و ترکیب خورشید و همچنین محاسبات دقیق تکامل فرضی آن، سن خورشید را برابر با 12 * 109 سال به دست آورد.
هنگام مطالعه تاریخچه تکامل اجرام آسمانی، نه نیازی است و نه فرصتی برای دنبال کردن یک ستاره از تولد تا پیری. در عوض، بسیاری از ستارگان را می توان در مراحل مختلف رشد آنها مورد مطالعه قرار داد. در نتیجه چنین تحقیقاتی، می توان نه تنها حال، بلکه گذشته و آینده ستارگان و به ویژه خورشید ما را روشن کرد.
در ابتدا، خورشید در جرم و انرژی خود بسیار هدر رفت و نسبتاً سریع به حالت مدرن خود تغییر کرد، که مشخصه آن وجود آرام‌تر و یکنواخت‌تر بود، که در آن فقط تغییرات بسیار آهسته در درخشندگی، دما و جرم آن رخ می‌دهد. در این عصر "بالغ"، خورشید برای میلیاردها سال دیگر وجود خواهد داشت.

سپس به دلیل انباشته شدن مقدار زیادی هلیوم، از شفافیت خورشید کاسته شده و بر این اساس، انتقال حرارت آن کاهش می یابد. این منجر به گرم شدن بیشتر خورشید می شود. در این زمان، ذخایر "سوخت" هیدروژن در خورشید تقریباً خشک می شود، بنابراین پس از یک شعله ور شدن نسبتاً کوتاه خورشید، محو شدن نسبتاً سریع آن آغاز می شود. با این حال، همه اینها به زودی برای خورشید ما اتفاق نخواهد افتاد، نه کمتر از ده میلیارد سال دیگر.

ستارگانی هستند که محتوای هیدروژن در آنها بسیار بیشتر از خورشید ما است و همچنین ستاره هایی هستند که در آنها هیدروژن بسیار کمی وجود دارد. V. A. Ambartsumyan، B. A. Vorontsov-Velyaminov و B. V. Kukarkin نشان دادند که ستارگان جوانی در کهکشان وجود دارد، به عنوان مثال، تعدادی ابرغول که سن آنها تنها از یک یا ده میلیون سال بیشتر نمی شود، و همچنین ستارگان پیر، سنی که بسیار زیاد است. بزرگتر از سن خورشید ما

کهکشان ما یک خوشه غول پیکر از ستارگان است که توسط نیروهای گرانشی به هم متصل شده اند و بنابراین در یک سیستم مشترک متحد شده اند. فاصله هایی که ما را از خورشید و سایر ستارگان جدا می کند بسیار زیاد است. بنابراین، ستاره شناسان برای اندازه گیری آنها واحدهای مشخصی از طول را معرفی کردند. فاصله زمین تا خورشید را واحد نجومی طول می گویند. همانطور که می دانید، 1 a. e. = 149.6 میلیون کیلومتر. مسافتی که نور در یک سال طی می کند سال نوری نامیده می شود: 1 سال نوری. سال = 9.46x10 12 کیلومتر = 10 13 کیلومتر. فاصله ای که در آن شعاع مدار زمین با زاویه 1 ثانیه قابل مشاهده است، اختلاف منظر دوم یا به اختصار پارسک (pc) نامیده می شود. بنابراین، 1 pc = 3.26 st. سال = 3.085x10 13 کیلومتر.

کهکشان ما به شکل یک دیسک بسیار مسطح است. این شامل حدود 1013 ستاره است. خورشید یکی از آنهاست. کل این سیستم به آرامی می چرخد، اما نه مانند یک جسم جامد، بلکه مانند یک جسم نیمه مایع و چسبناک. سرعت زاویه ای چرخش کهکشان از مرکز آن به سمت پیرامون کاهش می یابد به طوری که در 8 کیلوپارسک از مرکز دوره انقلاب حدود 212 میلیون سال است و در ناحیه خورشید، یعنی در فاصله 10 کیلوپارسکی. از مرکز، 275 میلیون سال فاصله دارد. این دوره است که معمولاً سال کهکشانی نامیده می شود.
بدیهی است که سن کهکشان باید توسط قدیمی ترین ستاره های تشکیل دهنده آن تعیین شود. در سال 1961، جی آرپ تعدادی از قدیمی ترین ستاره ها را مورد مطالعه قرار داد. برای قدیمی‌ترین خوشه باز NGC 188، او مقدار سنی 16x10 9 سال را به دست آورد و برای یکی از قدیمی‌ترین خوشه‌های کروی، M5، سن 20x10 9 سال بود. بر اساس برآوردهای F. Hoyle و دیگران، سن برخی از ستارگان نزدیک به خورشید: 8 Eridani و u Hercules A، (10-15)x10 9 سال است.

در حال حاضر سن کهکشان با روش های دیگری مشخص شده و نتایج تا حدودی متفاوتی به دست آمده است. بررسی این روش ها و مقایسه نتایج به دست آمده با کمک آنها بسیار جالب است و در زیر آورده شده است.