Binlerce yıldır bilim adamlarının zihinlerini heyecanlandırdı. Tamamen teolojik olanlardan modern olanlara kadar, derin uzay araştırmalarından elde edilen verilere dayanarak oluşturulan birçok versiyon vardı ve hala da var.
Ancak gezegenimizin oluşumu sırasında kimsenin orada bulunma şansı olmadığından, yalnızca dolaylı "kanıtlara" güvenebiliriz. Ayrıca en güçlü teleskoplar bu gizemin perdesini kaldırmamızda bize büyük yardım sağlıyor.
Dünyanın tarihi, ortaya çıkışı ve etrafında döndüğü olayla ayrılmaz bir şekilde bağlantılıdır. Bu nedenle uzaktan başlamamız gerekecek. Bilim adamlarına göre galaksilerin yaklaşık olarak şu anki haline gelmeleri Büyük Patlama'dan sonra bir veya iki milyar yıl sürdü. Güneş sisteminin sekiz milyar yıl sonra ortaya çıktığı iddia ediliyor.
Çoğu bilim adamı, Evrendeki madde eşit olmayan bir şekilde dağıldığı için, tüm benzer kozmik nesneler gibi bunun da bir toz ve gaz bulutundan kaynaklandığı konusunda hemfikirdir: bir yerde daha fazlası vardı ve başka bir yerde daha azı vardı. İlk durumda bu, toz ve gaz bulutsularının oluşumuna yol açar. Bir aşamada, belki de dış etkinin etkisiyle böyle bir bulut büzüldü ve dönmeye başladı. Olanların nedeni muhtemelen gelecekteki beşiğimizin yakınında bir yerde meydana gelen bir süpernova patlamasında yatıyor. Bununla birlikte, eğer hepsi yaklaşık olarak aynı şekilde oluşmuşsa, bu hipotez şüpheli görünmektedir. Büyük olasılıkla, belirli bir kütleye ulaşan bulut, daha fazla parçacığı kendine çekip sıkıştırmaya başladı ve maddenin uzaydaki eşit olmayan dağılımı nedeniyle dönme ivmesi kazandı. Zamanla bu dönen damlanın ortası giderek yoğunlaştı. Böylece muazzam basınç ve artan sıcaklığın etkisi altında Güneşimiz doğdu.
Yukarıda da bahsettiğimiz gibi insanlar her zaman Dünya gezegeninin nasıl oluştuğunu merak etmişlerdir. İlk bilimsel kanıtlar yalnızca MS on yedinci yüzyılda ortaya çıktı. O dönemde fizik yasaları da dahil olmak üzere pek çok keşif yapıldı. Bu hipotezlerden birine göre Dünya, patlamadan arta kalan madde olarak bir kuyruklu yıldızın Güneş'e çarpması sonucu oluşmuştur. Bir başkasına göre ise sistemimiz soğuk bir kozmik toz bulutundan doğmuştur.
İkincisinin parçacıkları birbirleriyle çarpıştı ve Güneş ve gezegenler oluşana kadar birbirine bağlandı. Ancak Fransız bilim insanları, söz konusu bulutun çok sıcak olduğunu öne sürdü. Soğudukça döndü ve büzüldü, halkalar oluşturdu. Gezegenler ikincisinden oluşmuştur. Ve Güneş merkezde belirdi. İngiliz James Jeans, bir zamanlar yıldızımızın yanından başka bir yıldızın geçtiğini öne sürdü. Daha sonra gezegenlerin oluştuğu maddeyi çekiciliğiyle Güneş'ten çıkardı.
Modern bilim adamlarına göre güneş sistemi soğuk toz ve gaz parçacıklarından doğmuştur. Madde sıkıştırıldı ve birkaç parçaya bölündü. Güneş en büyük parçadan oluşmuştur. Bu parça döndürüldü ve ısıtıldı. Bir disk gibi oldu. Dünyamız dahil gezegenler bu gaz-toz bulutunun çevresindeki yoğun parçacıklardan oluşmuştur. Bu arada, yeni oluşan yıldızın merkezinde, yüksek sıcaklıkların ve muazzam basıncın etkisi altında,
Dış gezegenlerin (Dünya'ya benzer) araştırılması sırasında, bir yıldızın ağır elementleri ne kadar fazlaysa, yakınında yaşamın ortaya çıkma ihtimalinin o kadar az olduğu yönünde bir hipotez ortaya çıktı. Bunun nedeni, yüksek içeriklerinin yıldızın etrafında gaz devlerinin - Jüpiter gibi nesnelerin - ortaya çıkmasına yol açmasıdır. Ve bu tür devler kaçınılmaz olarak yıldıza doğru hareket ederek küçük gezegenleri yörüngeden dışarı iterler.
Dünya yaklaşık dört buçuk milyar yıl önce oluştu. Sıcak diskin etrafında dönen parçalar giderek ağırlaştı. Başlangıçta parçacıklarının elektriksel kuvvetler nedeniyle çekildiği varsayılmaktadır. Ve bir aşamada bu “komanın” kütlesi belirli bir seviyeye ulaştığında, yerçekimini kullanarak bölgedeki her şeyi kendine çekmeye başladı.
Güneş örneğinde olduğu gibi pıhtı küçülmeye ve ısınmaya başladı. Madde tamamen eridi. Zamanla esas olarak metallerden oluşan daha ağır bir merkez oluştu. Dünya oluştuğunda yavaş yavaş soğumaya başladı ve daha hafif maddelerden oluşan bir kabuk oluştu.
Ve sonra Ay ortaya çıktı, ancak yine bilim adamlarının varsayımına ve uydumuzda bulunan minerallere göre Dünya'nın oluşumuyla aynı şekilde değil. Zaten soğumuş olan Dünya, biraz daha küçük başka bir gezegenle çarpıştı. Sonuç olarak, her iki nesne de tamamen eriyip tek bir nesneye dönüştü. Ve patlamanın saçtığı madde Dünya'nın etrafında dönmeye başladı. Bundan Ay doğdu. Uyduda bulunan minerallerin yapı olarak Dünya'dakilerden farklı olduğu ileri sürülüyor: Sanki madde erimiş ve yeniden katılaşmış gibi. Ama aynı şey gezegenimizin başına da geldi. Peki neden bu korkunç çarpışma, küçük parçaların oluşmasıyla iki nesnenin tamamen yok olmasına yol açmadı? Pek çok gizem var.
Sonra Dünya yeniden soğumaya başladı. Yine metal bir çekirdek ve ardından ince bir yüzey tabakası oluştu. Ve aralarında nispeten hareketli bir madde var - manto. Güçlü volkanik aktivite sayesinde gezegenin atmosferi oluştu.
Başlangıçta elbette insan nefesi için kesinlikle uygun değildi. Ve sıvı su ortaya çıkmadan hayat mümkün olmazdı. İkincisinin gezegenimize güneş sisteminin eteklerinden milyarlarca meteorit tarafından getirildiği varsayılmaktadır. Görünüşe göre, Dünya'nın oluşumundan bir süre sonra, Jüpiter'in çekimsel etkisinden kaynaklanabilecek güçlü bir bombardıman meydana geldi. Su, minerallerin içinde hapsoldu ve volkanlar onu buhara dönüştürdü ve okyanusları oluşturmak üzere düştü. Sonra oksijen ortaya çıktı. Birçok bilim adamına göre bu, o zorlu koşullarda ortaya çıkabilen eski organizmaların hayati faaliyetleri sayesinde gerçekleşti. Ama bu tamamen farklı bir hikaye. Ve her geçen yıl insanlık, Dünya gezegeninin nasıl oluştuğu sorusunun cevabını bulmaya daha da yaklaşıyor.
Uzay ölçeğinde gezegenler sadece kum taneleridir ve doğal süreçlerin gelişiminin görkemli tablosunda önemsiz bir rol oynarlar. Ancak bunlar Evrendeki en çeşitli ve karmaşık nesnelerdir. Diğer gök cisimleri türlerinin hiçbiri astronomik, jeolojik, kimyasal ve biyolojik süreçlerin benzer bir etkileşimini göstermez. Uzayda başka hiçbir yerde bildiğimiz şekliyle yaşam ortaya çıkamaz. Yalnızca son on yılda gökbilimciler 200'den fazla gezegen keşfettiler.
Uzun zamandır sakin ve durağan bir süreç olarak kabul edilen gezegenlerin oluşumunun gerçekte oldukça kaotik olduğu ortaya çıktı.
Kütlelerin, boyutların, bileşimlerin ve yörüngelerin şaşırtıcı çeşitliliği birçok kişinin kökenlerini merak etmesine neden oldu. 1970 lerde Gezegen oluşumu düzenli, deterministik bir süreç olarak kabul ediliyordu; amorf gaz ve toz disklerinin Güneş Sisteminin kopyalarına dönüştürüldüğü bir taşıma bandı. Ancak artık bunun her sistem için farklı sonuçları olan kaotik bir süreç olduğunu biliyoruz. Doğmuş gezegenler, rekabet halindeki oluşum ve yıkım mekanizmalarının kaosundan sağ kurtuldu. Birçok nesne öldü, yıldızlarının ateşinde yandı ya da yıldızlararası uzaya fırlatıldı. Dünyamızın uzun zamandır kayıp olan ikizleri artık karanlık ve soğuk uzayda dolaşıyor olabilir.
Gezegen oluşumu bilimi astrofizik, gezegen bilimi, istatistiksel mekanik ve doğrusal olmayan dinamiklerin kesişiminde yer alır. Genel olarak, gezegen bilimciler iki ana yön geliştiriyorlar. Sıralı birikim teorisine göre, küçük toz parçacıkları birbirine yapışarak büyük yığınlar oluşturur. Böyle bir blok çok fazla gaz çekerse Jüpiter gibi bir gaz devine, çekmezse Dünya gibi kayalık bir gezegene dönüşür. Bu teorinin ana dezavantajları sürecin yavaşlığı ve gezegen oluşumundan önce gazın dağılma ihtimalidir.
Başka bir senaryo (yerçekimi kararsızlığı teorisi), gaz devlerinin ani çöküşle oluştuğunu ve bunun ilksel gaz ve toz bulutunun yok olmasına yol açtığını belirtir. Bu süreç yıldızların oluşumunu minyatür olarak kopyalar. Ancak bu hipotez, gerçekleşmeyebilecek güçlü bir istikrarsızlığın varlığını varsaydığından oldukça tartışmalıdır. Ek olarak, gökbilimciler en büyük gezegenlerin ve en az kütleli yıldızların bir "boşluk" ile ayrıldığını keşfettiler (sadece orta kütleli cisimler yoktur). Böyle bir "başarısızlık", gezegenlerin yalnızca düşük kütleli yıldızlar değil, tamamen farklı kökene sahip nesneler olduğunu gösterir.
Bilim adamları tartışmaya devam etse de çoğu kişi ardışık birikim senaryosunun daha olası olduğuna inanıyor. Bu yazıda buna güveneceğim.
Zaman: 0 (Gezegen oluşum sürecinin başlangıç noktası)
Güneş Sistemimiz, çoğunluğu önceki nesil yıldızların kalıntıları olan, yaklaşık 100 milyar yıldızın ve toz ve gaz bulutlarının bulunduğu bir Galakside yer almaktadır. Bu durumda toz, yıldızın dış, soğuk katmanlarında yoğunlaşan ve uzaya salınan su buzu, demir ve diğer katı maddelerin mikroskobik parçacıklarıdır. Bulutlar yeterince soğuk ve yoğunsa, yerçekiminin etkisi altında sıkışmaya başlayarak yıldız kümeleri oluşturmaya başlarlar. Böyle bir süreç 100 bin yıldan birkaç milyon yıla kadar sürebilir.
Her yıldız, gezegenleri oluşturmaya yetecek miktarda kalan malzemeden oluşan bir diskle çevrilidir. Genç diskler çoğunlukla hidrojen ve helyum içerir. Sıcak iç bölgelerinde toz parçacıkları buharlaşır, soğuk ve seyrekleşmiş dış katmanlarda ise buhar yoğunlaştıkça toz parçacıkları varlığını sürdürür ve büyür.
Gökbilimciler bu tür disklerle çevrelenmiş birçok genç yıldız keşfettiler. 1 ile 3 milyon yıl arasındaki yıldızların gaz diskleri bulunurken, 10 milyon yıldan daha uzun süredir var olan yıldızların sönük, gaz açısından fakir diskleri vardır çünkü gaz, ya yeni doğan yıldızın kendisi ya da yakındaki parlak yıldızlar tarafından dışarı üflenir. Bu zaman aralığı tam olarak gezegen oluşum dönemidir. Bu tür disklerdeki ağır elementlerin kütlesi, Güneş Sistemindeki gezegenlerdeki bu elementlerin kütlesiyle karşılaştırılabilir: Gezegenlerin bu tür disklerden oluştuğu gerçeğini savunmak için oldukça güçlü bir argüman.
Sonuç: yeni doğan yıldız, gaz ve çok küçük (mikron boyutunda) toz parçacıklarıyla çevrilidir.
Kozmik toz topları
Dev gezegenler bile mütevazı cisimler olarak başladı; dönen bir gaz diski içinde yüzen mikron boyutunda toz taneleri (uzun zaman önce ölmüş yıldızların külleri). Gaz yeni doğan yıldızdan uzaklaştıkça, gazın sıcaklığı düşer ve suyun donduğu "buz hattından" geçer. Güneş sistemimizde bu sınır, içteki kayalık gezegenleri dıştaki gaz devlerinden ayırır.
- Parçacıklar çarpışır, birbirine yapışır ve büyür.
- Küçük parçacıklar gaz tarafından taşınır, ancak bir milimetreden büyük olanlar yavaşlar ve spiral şeklinde yıldıza doğru hareket eder.
- Buz hattında koşullar sürtünme kuvvetinin yön değiştirmesini sağlayacak şekildedir. Parçacıklar birbirine yapışma eğilimindedir ve kolayca daha büyük cisimler (gezegencikler) halinde birleşir.
Zaman: yaklaşık 1 milyon yıl
Öngezegen diskindeki gaz akışlarıyla birlikte düzensiz bir şekilde hareket eden toz parçacıkları birbirleriyle çarpışır ve bazen birbirine yapışır, bazen çöker. Toz taneleri yıldızdan gelen ışığı emer ve uzak kızılötesinde yeniden yayarak ısıyı diskin en karanlık iç bölgelerine aktarır. Gazın sıcaklığı, yoğunluğu ve basıncı genellikle yıldızdan uzaklaştıkça azalır. Basınç, yerçekimi ve merkezkaç kuvveti dengesi nedeniyle gazın yıldızın etrafındaki dönüş hızı, aynı mesafedeki serbest cismin hızından daha azdır.
Sonuç olarak, boyutu birkaç milimetreden daha büyük olan toz tanecikleri gazın önündedir, dolayısıyla karşıdan esen rüzgar onları yavaşlatır ve yıldıza doğru sarmal hareketler yapmaya zorlar. Bu parçacıklar büyüdükçe aşağı doğru daha hızlı hareket ederler. Metre büyüklüğündeki parçalar, yalnızca 1000 yıl içinde bir yıldıza olan mesafeyi yarıya indirebilir.
Parçacıklar yıldıza yaklaştıkça ısınırlar ve yavaş yavaş su ve uçucu maddeler adı verilen kaynama noktası düşük diğer maddeler buharlaşır. Bunun meydana geldiği mesafe - sözde "buz çizgisi" - 2-4 astronomik birimdir (AU). Güneş Sisteminde bu, Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasındaki tam bir geçiştir (Dünya'nın yörüngesinin yarıçapı 1 AU'dur). Buz çizgisi, gezegen sistemini uçucu maddelerden yoksun ve katı maddeler içeren bir iç bölgeye ve uçucu maddeler açısından zengin ve buzlu cisimler içeren bir dış bölgeye ayırır.
Buz hattının kendisinde, toz taneciklerinden buharlaşan su molekülleri birikiyor ve bu da bir dizi olay için tetikleyici görevi görüyor. Bu bölgede gaz parametrelerinde boşluk oluşur ve basınç sıçraması meydana gelir. Kuvvet dengesi, gazın merkezdeki yıldızın etrafındaki hareketini hızlandırmasına neden olur. Sonuç olarak, buraya düşen parçacıklar karşıdan esen rüzgardan değil, arkadan esen rüzgardan etkilenir, onları ileri doğru iter ve diske doğru göçlerini durdurur. Parçacıklar dış katmanlarından akmaya devam ettikçe buz hattı bir buz birikimi şeridine dönüşüyor.
Parçacıklar biriktikçe çarpışır ve büyürler. Bazıları buz hattını aşarak içeriye doğru göç etmeye devam ediyor; Isındıkça sıvı çamur ve karmaşık moleküllerle kaplanarak onları daha yapışkan hale getiriyorlar. Bazı alanlar o kadar tozla dolar ki, parçacıkların karşılıklı çekim kuvveti büyümelerini hızlandırır.
Toz taneleri yavaş yavaş gezegencikler adı verilen kilometre büyüklüğündeki cisimler halinde toplanır ve gezegen oluşumunun son aşamasında ilkel tozun neredeyse tamamını toplar. Gezegen sistemlerini oluştururken gezegenimsilerin kendilerini görmek zordur, ancak gökbilimciler onların varlığını çarpışmaların enkazından tahmin edebilirler (bkz: Ardila D. Görünmez gezegen sistemleri // VMN, No. 7, 2004).
Sonuç: kilometrelerce uzunluktaki “yapı taşları” gezegenimsiler olarak adlandırılıyor.
Oligarkların yükselişi
2. aşamada oluşan milyarlarca kilometre uzunluğundaki gezegenimsi canlılar daha sonra embriyo adı verilen Ay veya Dünya boyutunda cisimler halinde bir araya geliyor. Az sayıda tanesi yörünge bölgelerinde hakimdir. Embriyoların arasındaki bu "oligarklar" geriye kalan madde için savaşıyor
Zaman: 1 ila 10 milyon yıl arası
Merkür'ün, Ay'ın ve asteroitlerin kraterli yüzeyleri, gezegen sistemlerinin oluşum aşamasında atış poligonları gibi oldukları konusunda hiçbir şüpheye yer bırakmıyor. Gezegensellerin karşılıklı çarpışmaları onların hem büyümesini hem de yok edilmesini teşvik edebilir. Pıhtılaşma ve parçalanma arasındaki denge, küçük cisimlerin öncelikle sistemin yüzey alanını oluşturduğu ve büyük cisimlerin kütlesini belirlediği bir boyut dağılımıyla sonuçlanır. Bir yıldızın etrafındaki cisimlerin yörüngeleri başlangıçta eliptik olabilir, ancak zamanla gazdaki yavaşlama ve karşılıklı çarpışmalar yörüngeleri dairesel hale getirir.
Başlangıçta, rastgele çarpışmalar nedeniyle vücut büyümesi meydana gelir. Ancak gezegenimsi büyüdükçe, yerçekimi de o kadar güçlü olur ve düşük kütleli komşularını o kadar yoğun bir şekilde emer. Gezegensellerin kütleleri Ay'ın kütlesiyle karşılaştırılabilecek hale geldiğinde, yerçekimi o kadar artar ki, çevredeki cisimleri sallar ve çarpışmadan önce onları yanlara doğru saptırırlar. Bu onların büyümesini sınırlar. "Oligarklar" bu şekilde ortaya çıkıyor - karşılaştırılabilir kütlelere sahip gezegenlerin embriyoları, geri kalan gezegenler için birbirleriyle rekabet ediyor.
Her embriyonun beslenme bölgesi yörüngesi boyunca dar bir şerittir. Embriyo, gezegenciklerin çoğunu kendi bölgesinden emdiğinde büyüme durur. Temel geometri, yıldızdan uzaklaştıkça bölgenin boyutunun ve soğurma süresinin arttığını göstermektedir. 1 AU mesafede embriyolar 100 bin yıl içinde 0,1 Dünya kütlesi kadar bir kütleye ulaşır. 5 AU uzaklıkta birkaç milyon yılda dört Dünya kütlesine ulaşırlar. Tohumlar, buz hattının yakınında veya gezegenimsi canlıların yoğunlaştığı disk kırılmalarının kenarlarında daha da büyüyebilir.
"Oligarkların" büyümesi, sistemi gezegen olmaya çalışan beden fazlasıyla dolduruyor, ancak yalnızca birkaçı başarılı oluyor. Güneş sistemimizde gezegenler geniş bir alana dağılmış olmalarına rağmen birbirlerine mümkün olduğunca yakındırlar. Karasal gezegenlerin arasına Dünya kütlesinde başka bir gezegen yerleştirilirse tüm sistemin dengesi bozulur. Aynı şey bilinen diğer gezegen sistemleri için de söylenebilir. Ağzına kadar dolu bir fincan kahve görürseniz, birisinin kahveyi aşırı doldurduğundan ve bir miktar sıvı döktüğünden neredeyse emin olabilirsiniz; Kabı ağzına kadar bir damla bile dökmeden doldurmanız pek mümkün değildir. Gezegensel sistemlerin yaşamlarının başlangıcında sonuna göre daha fazla maddeye sahip olması da aynı derecede olasıdır. Bazı nesneler dengeye ulaşamadan sistemin dışına atılır. Gökbilimciler genç yıldız kümelerinde serbestçe uçan gezegenleri zaten gözlemlediler.
Sonuç:“oligarklar”, Ay'ın kütlesinden Dünya'nın kütlesine kadar değişen kütlelere sahip gezegenlerin embriyolarıdır.
Gezegen sistemi için dev bir adım
Jüpiter gibi bir gaz devinin oluşumu, bir gezegen sisteminin tarihindeki en önemli andır. Eğer böyle bir gezegen oluşmuşsa tüm sistemi kontrol etmeye başlar. Ancak bunun gerçekleşmesi için embriyonun gazı merkeze doğru sarmal hareketinden daha hızlı toplaması gerekir.
Dev bir gezegenin oluşumu, çevredeki gazda yarattığı dalgalar nedeniyle engelleniyor. Bu dalgaların hareketi dengeli değildir, gezegeni yavaşlatır ve yıldıza doğru göçüne neden olur.
Gezegen gazı çekiyor ama soğuyana kadar yerleşemiyor. Ve bu süre zarfında yıldıza oldukça yakın sarmallar yapabilir. Her sistemde dev bir gezegen oluşmayabilir
Zaman: 1 ila 10 milyon yıl arası
Jüpiter muhtemelen Dünya ile karşılaştırılabilir büyüklükte bir embriyo ile başladı ve daha sonra yaklaşık 300 Dünya boyutunda gaz kütlesi daha biriktirdi. Bu etkileyici büyüme, çeşitli rekabet mekanizmalarından kaynaklanmaktadır. Çekirdeğin yerçekimi diskteki gazı çeker, ancak çekirdeğe doğru büzülen gaz enerji açığa çıkarır ve yerleşmek için soğuması gerekir. Sonuç olarak, büyüme hızı soğuma olasılığıyla sınırlıdır. Eğer bu çok yavaş gerçekleşirse, yıldız, embriyo kendi etrafında yoğun bir atmosfer oluşturmadan önce gazı diske geri üfleyebilir. Isı gidermedeki darboğaz, radyasyonun büyüyen atmosferin dış katmanları yoluyla aktarılmasıdır. Buradaki ısı akışı, gazın opaklığı (esas olarak bileşimine bağlı olarak) ve sıcaklık gradyanı (embriyonun başlangıç kütlesine bağlı olarak) tarafından belirlenir.
İlk modeller, gezegensel bir embriyonun yeterince hızlı soğuması için en az 10 Dünya kütlesi kadar bir kütleye sahip olması gerektiğini gösterdi. Bu kadar büyük bir örnek, yalnızca daha önce çok fazla malzemenin biriktiği buz hattının yakınında büyüyebilir. Belki de Jüpiter'in bu çizginin hemen arkasında yer almasının nedeni budur. Disk, gezegen bilim adamlarının genellikle varsaydığından daha fazla malzeme içeriyorsa, başka herhangi bir yerde büyük çekirdekler oluşabilir. Gökbilimciler halihazırda, etrafındaki disklerin daha önce varsayıldığından birkaç kat daha yoğun olduğu birçok yıldızı gözlemlemişti. Büyük bir örnek için ısı transferi ciddi bir sorun gibi görünmüyor.
Gaz devlerinin doğuşunu zorlaştıran bir diğer faktör de embriyonun spiral şeklinde yıldıza doğru hareketidir. Tip I göç olarak adlandırılan bir süreçte, embriyo gaz diskindeki dalgaları harekete geçirir ve bu dalgalar da yörünge hareketi üzerinde yerçekimsel bir etki yaratır. Dalgalar gezegeni takip ediyor, tıpkı gezegenin dümen suyunun bir tekneyi takip ettiği gibi. Yörüngenin dış tarafındaki gaz embriyoya göre daha yavaş dönerek onu geri çekerek hareketini yavaşlatır. Ve yörüngenin içindeki gaz daha hızlı dönerek onu hızlandırarak ileri doğru çekiyor. Dış bölge daha büyük olduğundan savaşı kazanır ve embriyonun enerji kaybetmesine ve milyon yılda birkaç astronomik birim kadar yörüngenin merkezine doğru batmasına neden olur. Bu göç genellikle buz hattında durur. Burada yaklaşmakta olan gaz rüzgarı arka rüzgara dönüşür ve embriyoyu ileri doğru iterek frenlemesini telafi etmeye başlar. Belki de Jüpiter'in tam olarak bulunduğu yerde olmasının nedeni de budur.
Embriyonun büyümesi, göçü ve diskten gaz kaybı hemen hemen aynı oranda gerçekleşir. Hangi sürecin kazanacağı şansa bağlıdır. Birkaç nesil embriyonun büyümelerini tamamlayamadan göç sürecinden geçmesi mümkündür. Arkalarında, yeni gezegenimsi gruplar diskin dış bölgelerinden merkezine doğru hareket eder ve bu, sonunda bir gaz devi oluşana kadar veya gazın tamamı çözülene ve gaz devi artık oluşamayana kadar tekrarlanır. Gökbilimciler incelenen Güneş benzeri yıldızların yaklaşık %10'unda Jüpiter benzeri gezegenler keşfettiler. Bu tür gezegenlerin çekirdekleri, Mohikanların sonuncusu olan ve pek çok nesilden beri hayatta kalan nadir embriyolar olabilir.
Tüm bu süreçlerin sonucu, maddenin başlangıç bileşimine bağlıdır. Ağır elementler bakımından zengin yıldızların yaklaşık üçte birinde Jüpiter gibi gezegenler bulunur. Belki de bu tür yıldızların yoğun diskleri vardı, bu da ısı gidermede sorun yaşamayan büyük embriyoların oluşmasına izin veriyordu. Ve tam tersine, ağır elementler bakımından fakir yıldızların etrafında nadiren gezegenler oluşur.
Bir noktada gezegenin kütlesi devasa bir hızla büyümeye başlıyor: Jüpiter gibi bir gezegen 1000 yıl içinde nihai kütlesinin yarısını elde ediyor. Aynı zamanda o kadar çok ısı üretir ki neredeyse Güneş gibi parlar. Gezegen Tip I göçü altüst edecek kadar büyük hale geldiğinde süreç istikrara kavuşur. Diskin gezegenin yörüngesini değiştirmesi yerine, gezegenin kendisi diskteki gazın hareketini değiştirmeye başlar. Gezegenin yörüngesindeki gaz ondan daha hızlı döndüğü için yerçekimi gazı yavaşlatır ve onu yıldıza doğru, yani gezegenden uzağa düşmeye zorlar. Gezegenin yörüngesinin dışındaki gaz daha yavaş dönüyor, bu yüzden gezegen onu hızlandırıyor ve onu tekrar gezegenden uzağa doğru hareket etmeye zorluyor. Böylece gezegen diskte bir kopma yaratır ve yapı malzemesi tedarikini yok eder. Gaz onu doldurmaya çalışıyor, ancak bilgisayar modelleri gezegenin 5 AU mesafede savaşı kazandığını gösteriyor. kütlesi Jüpiter'in kütlesini aşıyor.
Bu kritik kütle döneme bağlıdır. Bir gezegen ne kadar erken oluşursa, diskte hala çok fazla gaz bulunduğundan büyümesi o kadar büyük olacaktır. Satürn, birkaç milyon yıl sonra oluştuğu için Jüpiter'den daha az kütleye sahiptir. Gökbilimciler, 20 Dünya kütlesinden (bu Neptün'ün kütlesi) 100 Dünya kütlesine (Satürn'ün kütlesi) kadar değişen kütlelere sahip gezegen sıkıntısı keşfettiler. Bu, evrimin resmini yeniden yapılandırmanın anahtarı olabilir.
Sonuç: Jüpiter büyüklüğünde (veya onun eksikliği) bir gezegen.
Zaman: 1 ila 3 milyon yıl arası
Garip bir şekilde, son on yılda keşfedilen güneş dışı gezegenlerin çoğu, yıldızlarının etrafında çok yakın mesafelerde dönüyor; bu, Merkür'ün Güneş'in etrafında dönmesinden çok daha yakın. Bu sözde "sıcak Jüpiterler" şu anda bulundukları yerde oluşmadı çünkü yörüngesel beslenme bölgesi gerekli malzemeyi sağlayamayacak kadar küçük olacaktı. Belki de bunların varlığı, bazı nedenlerden dolayı Güneş Sistemimizde gerçekleşmeyen üç aşamalı bir olaylar dizisini gerektiriyordur.
İlk olarak, diskte hala yeterli gaz varken, gezegen sisteminin iç kısmında, buz hattının yakınında bir gaz devi oluşmalıdır. Ancak bunun gerçekleşmesi için diskin çok fazla katı madde içermesi gerekir.
İkinci olarak dev gezegenin mevcut konumuna taşınması gerekiyor. Tip I göç bunu sağlayamaz çünkü embriyolar çok fazla gaz biriktirmeden etki eder. Ancak tip II göç de mümkündür. Oluşan dev, diskte bir yırtılma yaratır ve yörüngesindeki gaz akışını kısıtlar. Bu durumda türbülanslı gazın diskin bitişik alanlarına yayılma eğilimiyle mücadele etmesi gerekir. Gazın yarığa sızması asla durmayacak ve merkezdeki yıldıza doğru yayılması gezegenin yörünge enerjisini kaybetmesine neden olacak. Bu süreç oldukça yavaştır: Gezegenin birkaç astronomik birimi hareket ettirmesi birkaç milyon yıl alır. Bu nedenle, bir gezegenin yıldızın yakınındaki yörüngeye girebilmesi için sistemin iç kısmında oluşmaya başlaması gerekir. Bu ve diğer gezegenler içe doğru hareket ettikçe, kalan gezegencikleri ve embriyoları önlerine iterler, belki de yıldıza daha yakın yörüngelerde "sıcak Dünyalar" yaratırlar.
Üçüncüsü, gezegen yıldızın üzerine düşmeden önce bir şeyin hareketi durdurması gerekiyor. Bu, yıldızın manyetik alanı olabilir, yıldızın yakınındaki alanı gazdan temizleyebilir ve gaz olmadığında hareket durur. Belki de gezegen yıldızda gelgitleri tetikliyor ve bunlar da gezegenin düşüşünü yavaşlatıyor. Ancak bu sınırlayıcılar her sistemde çalışmayabilir, dolayısıyla birçok gezegen yıldıza doğru ilerlemeye devam edebilir.
Sonuç: yakın yörüngede bulunan dev bir gezegen (“sıcak Jüpiter”).
Bir yıldıza nasıl sarılırım
Pek çok sistemde dev bir gezegen oluşur ve yıldıza doğru sarmal hareket etmeye başlar. Bunun nedeni, diskteki gazın iç sürtünmeden dolayı enerji kaybetmesi ve yıldıza doğru yerleşmesi, gezegeni de kendisiyle birlikte sürüklemesi ve sonunda yıldızın yörüngesini sabitleyecek kadar yıldıza çok yakınlaşmasıdır.
Zaman: 2 ila 10 milyon yıl arası
Bir gaz devi oluşmayı başarırsa, bu bir sonraki devlerin doğuşuna katkıda bulunur. Bilinen dev gezegenlerin çoğu ve belki de çoğu, benzer kütleye sahip ikizlere sahiptir. Güneş sisteminde Jüpiter, Satürn'ün kendi yardımı olmadan gerçekleşebileceğinden daha hızlı oluşmasına yardımcı oldu. Ayrıca Uranüs ve Neptün'e "yardım eli uzattı", o olmasaydı şu anki kütlelerine ulaşamayacaklardı. Güneş'ten uzakta olduklarında, dışarıdan yardım almadan oluşum süreci çok yavaş ilerleyecekti: disk, gezegenler kütle kazanmaya zaman bulamadan bile çözülecekti.
İlk gaz devi çeşitli nedenlerden dolayı faydalı olduğunu kanıtlıyor. Oluşturduğu boşluğun dış kenarında madde, genel olarak buz hattındakiyle aynı nedenden dolayı yoğunlaşır: basınç farkı, gazın hızlanmasına ve toz tanecikleri ve gezegenimsi canlılar üzerinde bir arka rüzgar gibi hareket etmesine neden olur ve bunların göçünü durdurur. diskin dış bölgeleri. Buna ek olarak, ilk gaz devinin yerçekimi, komşu gezegenlerini sıklıkla sistemin dış bölgesine fırlatır ve burada onlardan yeni gezegenler oluşur.
İkinci nesil gezegenler, birinci gaz devinin kendileri için topladığı malzemelerden oluşuyor. Bu durumda hız büyük önem taşıyor: Zamandaki küçük bir gecikme bile sonucu önemli ölçüde değiştirebilir. Uranüs ve Neptün örneğinde gezegenimsilerin birikimi aşırıydı. Embriyo çok büyüdü, 10-20 Dünya kütlesine ulaştı, bu da diskte neredeyse hiç gaz kalmayıncaya kadar gaz birikiminin başlangıcını geciktirdi. Bu cisimlerin oluşumu, yalnızca iki Dünya kütlesi gaz kazandıklarında tamamlandı. Ancak bunlar artık gaz devleri değil, buz devleridir ve bunların en yaygın tür olduğu ortaya çıkabilir.
İkinci nesil gezegenlerin çekim alanları sistemdeki kaosu artırıyor. Eğer bu cisimler çok yakın oluşmuşsa, birbirleriyle ve gaz diskiyle olan etkileşimleri onları daha yüksek eliptik yörüngelere itebilir. Güneş Sisteminde gezegenlerin neredeyse dairesel yörüngeleri vardır ve birbirlerinden yeterince uzaktadırlar, bu da karşılıklı etkilerini azaltır. Ancak diğer gezegen sistemlerinde yörüngeler genellikle eliptiktir. Bazı sistemlerde rezonanslıdırlar, yani yörünge periyotları küçük tamsayılarla ilişkilidir. Bunun oluşum sırasında dahil olması pek olası değildir, ancak gezegenlerin göçü sırasında, karşılıklı çekim etkisinin yavaş yavaş onları birbirine bağladığı zaman ortaya çıkmış olabilir. Bu tür sistemler ile Güneş Sistemi arasındaki fark, farklı başlangıç gaz dağılımlarıyla belirlenebilir.
Çoğu yıldız kümeler halinde doğar ve bunların yarısından fazlası ikili yıldızlardır. Gezegenler, yıldızların yörüngesel hareket düzleminin dışında oluşabilir; bu durumda, komşu bir yıldızın yerçekimi, gezegenlerin yörüngelerini hızla yeniden düzenler ve bozar, Güneş sistemimiz gibi düz sistemler değil, bir kovanın etrafındaki arı sürüsünü anımsatan küresel sistemler oluşturur.
Sonuç: dev gezegenlerin şirketi.
Aileye ek
İlk gaz devi bir sonrakinin doğumunun koşullarını yaratıyor. Onun tarafından temizlenen şerit, diskin dışından merkezine doğru hareket eden madde tarafından aşılamayan bir kale hendeği gibi davranır. Yeni gezegenlerin oluştuğu boşluğun dışında toplanır.
Zaman: 10 ila 100 milyon yıl arası
Gezegen bilim adamları, Dünya benzeri gezegenlerin dev gezegenlerden daha yaygın olduğuna inanıyor. Bir gaz devinin doğuşu birbiriyle yarışan süreçlerin hassas bir dengesini gerektirirken, kayalık bir gezegenin oluşumu çok daha karmaşık olmalı.
Güneş sistemi dışı Dünya benzeri gezegenlerin keşfinden önce, yalnızca Güneş Sistemi hakkındaki verilere güveniyorduk. Dört karasal gezegen (Merkür, Venüs, Dünya ve Mars) esas olarak demir ve silikat kayaları gibi yüksek kaynama noktasına sahip maddelerden oluşur. Bu, buz hattının içinde oluştuklarını ve gözle görülür şekilde göç etmediklerini gösteriyor. Yıldızdan bu kadar uzakta, gezegensel embriyolar, 0,1 Dünya kütlesine kadar gazlı bir diskte büyüyebilir, yani. Merkür'den daha fazla değil. Daha fazla büyüme için embriyoların yörüngelerinin kesişmesi gerekir, sonra çarpışıp birleşeceklerdir. Bunun koşulları, gazın diskten buharlaşmasından sonra ortaya çıkar: birkaç milyon yıl boyunca karşılıklı rahatsızlıkların etkisi altında, çekirdeklerin yörüngeleri elips şeklinde gerilir ve kesişmeye başlar.
Açıklanması çok daha zor olan ise sistemin kendisini nasıl yeniden dengeye getirdiği ve karasal gezegenlerin nasıl şu anki neredeyse dairesel yörüngelerine yerleştiğidir. Az miktarda kalan gaz bunu sağlayabilirdi, ancak bu gazın embriyoların yörüngelerinin başlangıçtaki "gevşekliğini" önlemesi gerekirdi. Belki de gezegenler neredeyse oluştuğunda, hala yeterince gezegenimsi sürüsü vardır. Önümüzdeki 100 milyon yıl boyunca gezegenler bu gezegenciklerden bazılarını süpürür, geri kalanları ise Güneş'e doğru saptırır. Gezegenler düzensiz hareketlerini mahkum gezegenlere aktarır ve dairesel veya neredeyse dairesel yörüngelere doğru hareket ederler.
Diğer bir fikir ise, Jüpiter'in yerçekiminin uzun vadeli etkisinin, oluşan karasal gezegenlerin göç etmesine ve onları taze malzeme içeren alanlara taşımasına neden olduğudur. Bu etki, Jüpiter mevcut yörüngesine doğru alçaldıkça yavaş yavaş içe doğru kayan rezonans yörüngelerinde daha büyük olmalıdır. Radyoizotop ölçümleri, önce asteroitlerin (Güneş'in oluşumundan 4 milyon yıl sonra), sonra Mars'ın (10 milyon yıl sonra) ve daha sonra da Dünya'nın (50 milyon yıl sonra) oluştuğunu gösteriyor: sanki Jüpiter'in yükselttiği bir dalga güneş sisteminden geçmiş gibi. . Eğer engellerle karşılaşmasaydı, tüm karasal gezegenleri Merkür'ün yörüngesine doğru kaydıracaktı. Böyle üzücü bir kaderden kaçınmayı nasıl başardılar? Belki de zaten çok büyük hale gelmişlerdi ve Jüpiter onları fazla hareket ettiremedi veya belki de güçlü darbeler onları Jüpiter'in etki alanının dışına attı.
Pek çok gezegen bilimcinin, Jüpiter'in rolünün kayalık gezegenlerin oluşumunda belirleyici olduğunu düşünmediğini unutmayın. Güneş benzeri yıldızların çoğunun Jüpiter benzeri gezegenleri yoktur ancak etraflarında tozlu diskler vardır. Bu, Dünya gibi nesnelerin oluşabileceği gezegenlerin ve gezegen embriyolarının bulunduğu anlamına gelir. Önümüzdeki on yılda gözlemcilerin yanıtlaması gereken asıl soru, kaç tane sistemin Dünyası var ama Jüpiter'i yok?
Gezegenimiz için en önemli dönem, Güneş'in oluşumundan sonraki 30 ila 100 milyon yıl arasındaki, Mars büyüklüğünde bir embriyonun ilk Dünya'ya çarptığı ve Ay'ı oluşturan büyük miktarda enkaz oluşturduğu dönemdi. Böylesine güçlü bir etki elbette güneş sistemi boyunca büyük miktarda maddeyi dağıttı; dolayısıyla diğer sistemlerdeki Dünya benzeri gezegenlerin de uyduları olabilir. Bu güçlü darbenin Dünya'nın birincil atmosferini bozması gerekiyordu. Bugünkü atmosferi büyük ölçüde gezegenciklerde hapsolmuş gazdan kaynaklanıyordu. Dünya onlardan oluştu ve daha sonra bu gaz volkanik patlamalar sırasında ortaya çıktı.
Sonuç: karasal gezegenler.
Dairesel olmayan hareketin açıklaması
İç güneş sisteminde gezegen embriyoları gaz yakalayarak büyüyemezler, dolayısıyla birbirleriyle birleşmeleri gerekir. Bunu yapabilmek için yörüngelerinin kesişmesi gerekir, bu da başlangıçtaki dairesel hareketlerini bir şeyin bozması gerektiği anlamına gelir.
Embriyolar oluştuğunda dairesel veya daireye yakın yörüngeleri kesişmez.
Embriyoların birbirleriyle ve dev gezegenle olan çekimsel etkileşimi yörüngeleri bozar.
Embriyolar birleşerek dünya benzeri bir gezegen oluşturur. Dairesel bir yörüngeye dönerek kalan gazı karıştırır ve kalan gezegenleri dağıtır.
Zaman: 50 milyondan 1 milyar yıla kadar
Bu noktada gezegen sistemi neredeyse oluşmuştu. Birkaç küçük süreç daha devam ediyor: yerçekimi nedeniyle gezegenlerin yörüngelerini istikrarsızlaştırabilecek çevredeki yıldız kümesinin parçalanması; bir yıldızın sonunda gaz diskinin çökmesinden sonra ortaya çıkan iç kararsızlık; ve son olarak kalan gezegenimsi canlıların dev gezegen tarafından dağıtılmaya devam edilmesi. Güneş Sisteminde Uranüs ve Neptün, gezegencikleri dışarıya, Kuiper kuşağına veya Güneş'e doğru fırlatır. Ve Jüpiter, güçlü yerçekimiyle onları Oort bulutuna, Güneş'in çekimsel etki bölgesinin en ucuna gönderir. Oort bulutu yaklaşık 100 Dünya kütlesi malzeme içerebilir. Zaman zaman Kuiper kuşağından veya Oort bulutundan gelen gezegenler Güneş'e yaklaşarak kuyruklu yıldızlar oluşturur.
Gezegenciklerin saçılmasıyla, gezegenlerin kendisi de bir miktar göç eder ve bu, Plüton ve Neptün'ün yörüngelerinin senkronizasyonunu açıklayabilir. Satürn'ün yörüngesinin bir zamanlar Jüpiter'e yakın olması, ancak daha sonra ondan uzaklaşması mümkündür. Bu muhtemelen Güneş'in oluşumundan 800 milyon yıl sonra başlayan, Ay'la (ve görünüşe göre Dünya'yla) çok yoğun çarpışmaların yaşandığı sözde geç bombardıman dönemiyle ilgilidir. Bazı sistemlerde, gelişimin geç bir aşamasında oluşan gezegenlerin görkemli çarpışmaları meydana gelebilir.
Sonuç: Gezegenlerin ve kuyruklu yıldızların oluşumunun sonu.
Geçmişten gelen haberciler
Meteoritler sadece uzay kayaları değil aynı zamanda uzay fosilleridir. Gezegen bilim adamlarına göre bunlar Güneş Sisteminin doğuşunun tek somut kanıtıdır. Bunların, gezegenlerin oluşumuna hiçbir zaman katılmayan ve sonsuza kadar donmuş kalan gezegenimsi parçaların parçaları olan asteroit parçaları olduğuna inanılıyor. Göktaşlarının bileşimi, ana bedenlerinin başına gelen her şeyi yansıtır. Jüpiter'in uzun süredir devam eden çekimsel etkisinin izlerini göstermeleri şaşırtıcı.
Görünüşe göre demir ve taşlı göktaşları, erime yaşayan gezegenimsilerde oluşmuş ve demirin silikatlardan ayrılmasına neden olmuştur. Ağır demir çekirdeğe battı ve dış katmanlarda hafif silikatlar birikti. Bilim adamları, ısınmanın, yarı ömrü 700 bin yıl olan radyoaktif izotop alüminyum-26'nın bozunmasından kaynaklandığına inanıyor. Bir süpernova patlaması veya yakındaki bir yıldız, protosolar buluta bu izotopu "bulaştırabilir", bunun sonucunda büyük miktarlarda Güneş Sisteminin ilk nesil gezegenlerine girebilir.
Ancak demir ve taş göktaşları nadirdir. Çoğu, küçük milimetre boyutunda taneler olan kıkırdak içerir. Bu göktaşları (kondritler) gezegenimsilerden önce ortaya çıktılar ve hiçbir zaman erime yaşamadılar. Görünüşe göre asteroitlerin çoğu, büyük olasılıkla Jüpiter'in etkisiyle sistemden fırlatılan ilk nesil gezegenimsilerle ilişkili değil. Gezegenbilimciler, mevcut asteroit kuşağı bölgesinin daha önce şimdikinden bin kat daha fazla madde içerdiğini hesapladılar. Jüpiter'in pençesinden kaçan veya daha sonra asteroit kuşağına giren parçacıklar birleşerek yeni gezegenciklere dönüştü, ancak o zamana kadar içlerinde çok az alüminyum-26 kalmıştı, bu yüzden asla erimediler. Kondritlerin izotopik bileşimi, bunların Güneş Sistemi'nin oluşumu başladıktan yaklaşık 2 milyon yıl sonra oluştuğunu göstermektedir.
Bazı kıkırdakların camsı yapısı, gezegenlere girmeden önce keskin bir şekilde ısıtıldıklarını, eritildiklerini ve ardından hızla soğuduklarını gösteriyor. Jüpiter'in erken yörünge göçüne neden olan dalgalar, şok dalgalarına dönüşmüş olmalı ve bu ani ısınmaya neden olmuş olabilir.
Güneş dışı gezegenlerin keşfedildiği dönemden önce yalnızca Güneş Sistemini inceleyebiliyorduk. Bu, en önemli süreçlerin mikrofiziğini anlamamızı sağlasa da diğer sistemlerin gelişim yolları hakkında hiçbir fikrimiz yoktu. Geçtiğimiz on yılda keşfedilen şaşırtıcı gezegen çeşitliliği, bilgi ufkumuzu önemli ölçüde genişletti. Güneş dışı gezegenlerin, oluşumu, göçü, yıkımı ve sürekli dinamik evrimi deneyimlemiş, hayatta kalan son protogezegen nesli olduğunu anlamaya başlıyoruz. Güneş sistemimizdeki göreceli düzen herhangi bir genel planın yansıması olamaz.
Teorisyenler, güneş sistemimizin uzak geçmişte nasıl oluştuğunu anlamaya çalışmaktan ziyade, yakın gelecekte keşfedilebilecek, henüz keşfedilmemiş sistemlerin özellikleri hakkında tahminlerde bulunmayı mümkün kılan araştırmalara yöneldiler. Şimdiye kadar gözlemciler yalnızca güneş benzeri yıldızların yakınında Jüpiter mertebesinde kütleye sahip gezegenleri fark etmişlerdi. Yeni nesil cihazlarla donanmış olarak, ardışık birikim teorisine göre yaygın olması gereken Dünya benzeri nesneleri arayabilecekler. Gezegen bilim adamları Evrendeki dünyaların ne kadar çeşitli olduğunu yeni yeni anlamaya başlıyorlar.
Tercüme: V. G. Surdin
Ek literatür:
1) Deterministik Bir Gezegen Oluşumu Modeline Doğru. S.Ida ve D.N.C. Lin, Astrofizik Dergisi, Cilt. 604, Hayır. 1, sayfa 388-413; Mart 2004.
2) Gezegen Oluşumu: Teori, Gözlem ve Deneyler. Hubert Klahr ve Wolfgang Brandner tarafından düzenlenmiştir. Cambridge University Press, 2006.
3) Alven H., Arrhenius G. Güneş Sisteminin Evrimi. M.: Mir, 1979.
4) Vityazev A.V., Pechernikova G.V., Safronov V.S. Karasal gezegenler: Köken ve erken evrim. M.: Nauka, 1990.
Bir yıldız gençken, her zaman kozmik nesnelerin oluşturulduğu birincil dönen gaz ve toz diskiyle çevrilidir. Gökbilimciler her zaman bu tür yapıları arıyorlar çünkü bu yapılar yalnızca bir yıldızın oluşum anını yakalamakla kalmıyor, aynı zamanda gezegen oluşum sürecini de kaydedebiliyorlar.
Ancak kahverengi cücelerin veya çok düşük kütleli yıldızların çevresinde bu tür diskleri bulmak son derece zordur. Ancak bu sefer bilim insanları, disklerle çevrelenmiş, düşük kütleli dört(!) yeni nesne keşfettiler.
Bunlardan üçü son derece küçük; Jüpiter'in kütlesinin yalnızca 13 veya 18 katı. Dördüncüsü Jüpiter'in kütlesinin yaklaşık 120 katıdır (Karşılaştırma için: Güneş Jüpiter'den 1000 kat daha büyüktür).
Daha da ilginci, iki yıldızın yaklaşık 42 ve 45 milyon yaşında olmaları. Bunların aktif gezegen oluşturucu disklerle çevrili şimdiye kadar bulunan en genç nesneler olduğu ortaya çıktı.
Son derece düşük kütleli bir kahverengi cüceye ait gaz ve toz bulutu bulmak daha da ilginç çünkü bulutun daha da gelişmesi, yıldızların ve gezegenlerin evrimi hakkında çok şey öğrenmemize olanak tanıyacak.
Bir gaz-toz diskinde, toz taneleri çarpışır, birleşir, kayalara dönüşen daha büyük parçalar oluşturur, ardından gezegenimsilerin aşaması, gezegensel embriyolar başlar ve son olarak kayalık karasal gezegenlere dönüşüm aşaması başlar (bazıları çekirdek haline gelir) gaz devleri).
Gökbilimciler genellikle gaz ve toz bulutlarını şu şekilde tanımlar: Yıldız, çevresindeki tozu ısıtır ve bu da kendisini kızılötesi kameralı teleskoplarla görünür hale getiren özellikler kazanır.
Ancak bazı diskler gök cisimlerinin oluşumunun devam etmediğini, tamamlandığını gösteriyor. Bu diskler, gezegen oluşumu sürecinden sonra kalan parçalardan ve halihazırda yaratılmış gök cisimlerinin müteakip çarpışmaları sonucunda oluşur. Sonuçta kalan bu tozlar gezegenler arası uzaya dağılır.
Hatta bazı diskler gezegen oluşumunun aşamaları ile sonu arasındaki geçiş aşamasını bile temsil ediyor.
Bilim adamlarının bu tür diskler arasında ayrım yapması önemlidir çünkü bunun sonucunda Güneş Sistemi de dahil olmak üzere gezegen sistemlerinin doğumunu ve zaman içindeki değişimlerini daha iyi haritalandırabilecekler.
Bu uzay nesnesi uzun zamandır bilim kurgu yazarlarının, bilim adamlarının ve araştırmacıların dikkatini çekiyor. Burada yağmur yağıyor, çok sayıda nehir denizlere ve okyanuslara akıyor. Bilim adamları, bir kişinin hayati tehlike oluşturmadan yüzeyinde kolayca yürüyebileceğine inanıyor (eğer yanına çok kalın bir su geçirmez elbise alırsa ve oksijen maskesi takmayı unutmazsa). İle[…]
Dünya, önemli miktarda yer bilimleri için çalışmanın nesnesidir. Dünyanın gök cismi olarak incelenmesi alana aittir, Dünyanın yapısı ve bileşimi jeoloji, atmosferin durumu - meteoroloji, gezegendeki yaşamın tezahürlerinin toplamı - biyoloji ile incelenir. Coğrafya, gezegenin yüzeyinin (okyanuslar, denizler, göller ve sular, kıtalar ve adalar, dağlar ve vadiler, ayrıca yerleşim yerleri ve toplumlar) kabartma özelliklerini tanımlar. eğitim: şehirler ve köyler, eyaletler, ekonomik bölgeler vb.
Gezegen özellikleri
Dünya, Güneş yıldızı etrafında eliptik (dairesele çok yakın) bir yörüngede, ortalama 29.765 m/s hızla ve periyot başına ortalama 149.600.000 km, yani yaklaşık 365,24 güne eşit bir yörüngede dönmektedir. Dünya'nın Güneş'in etrafında ortalama 384.400 km uzaklıkta dönen bir uydusu vardır. Dünyanın ekseninin tutulum düzlemine eğimi 66 0 33 "22"dir. Gezegenin kendi ekseni etrafında dönüş süresi 23 saat 56 dakika 4,1 saniyedir. Eksen etrafında dönmesi gece ve gündüzün değişmesine neden olur. Eksen eğikliği ve Güneş etrafındaki devrim yılın zamanlarının değişmesine neden olur.
Dünyanın şekli geoittir. Dünyanın ortalama yarıçapı 6371.032 km, ekvatoral - 6378.16 km, kutupsal - 6356.777 km'dir. Dünyanın yüzey alanı 510 milyon km², hacim - 1.083 10 12 km², ortalama yoğunluk - 5518 kg / m³'tür. Dünyanın kütlesi 5976,10 21 kg'dır. Dünyanın bir manyetik alanı ve bununla yakından ilişkili bir elektrik alanı vardır. Dünyanın küresel şekline yakınlığını ve atmosferin varlığını yerçekimi alanı belirler.
Modern kozmogonik kavramlara göre, Dünya yaklaşık 4,7 milyar yıl önce protosolar sisteme dağılmış gaz halindeki maddeden oluşmuştur. Yerçekimi alanının etkisi altında, dünyanın iç kısmının ısınma koşullarında Dünya'nın maddesinin farklılaşmasının bir sonucu olarak, farklı kimyasal bileşime sahip kabuklar, toplanma durumu ve fiziksel özellikler - jeosfer - ortaya çıktı ve gelişti: çekirdek (ortada), manto, yer kabuğu, hidrosfer, atmosfer, manyetosfer. Dünyanın bileşiminde demir (%34,6), oksijen (%29,5), silikon (%15,2), magnezyum (%12,7) hakimdir. Dünyanın kabuğu, mantosu ve iç çekirdeği katıdır (dış çekirdek sıvı olarak kabul edilir). Dünyanın yüzeyinden merkezine doğru basınç, yoğunluk ve sıcaklık artar. Gezegenin merkezindeki basınç 3,6 10 11 Pa, yoğunluk yaklaşık 12,5 10³ kg/m³ ve sıcaklık 5000 ile 6000 °C arasında değişmektedir. Yer kabuğunun ana türleri kıtasal ve okyanussaldır; kıtadan okyanusa geçiş bölgesinde bir ara yapının kabuğu gelişir.
Dünyanın Şekli
Dünya figürü, gezegenin şeklini tanımlamaya çalışmak için kullanılan bir idealleştirmedir. Açıklamanın amacına bağlı olarak Dünya'nın şeklinin çeşitli modelleri kullanılır.
İlk yaklaşım
İlk yaklaşımda Dünya şeklinin en kaba tanımı bir küredir. Genel yer biliminin çoğu problemi için bu yaklaşım, belirli coğrafi süreçlerin tanımlanmasında veya incelenmesinde kullanılmak üzere yeterli görünmektedir. Bu durumda gezegenin kutuplardaki basıklığı önemsiz bir açıklama olarak reddedilir. Dünyanın bir dönme ekseni ve bir ekvator düzlemi vardır - bir simetri düzlemi ve meridyenlerin simetri düzlemi, onu ideal bir kürenin sonsuz sayıdaki simetri kümelerinden karakteristik olarak ayırır. Coğrafi zarfın yatay yapısı, belirli bir bölgelilik ve ekvatora göre belirli bir simetri ile karakterize edilir.
İkinci yaklaşım
Daha yakından bakıldığında, Dünya'nın şekli bir elipsoid devrimine eşittir. Belirgin bir eksen, ekvator simetri düzlemi ve meridyen düzlemleri ile karakterize edilen bu model, jeodezide koordinatların hesaplanması, kartografik ağların oluşturulması, hesaplamalar vb. için kullanılır. Böyle bir elipsoidin yarı eksenleri arasındaki fark 21 km, ana eksen 6378.160 km, yan eksen 6356.777 km, dışmerkezlik 1/298.25'tir. Yüzeyin konumu teorik olarak kolaylıkla hesaplanabilir, ancak hesaplanamaz. doğada deneysel olarak belirlenebilir.
Üçüncü yaklaşım
Dünyanın ekvator kesimi de yarı eksen uzunlukları 200 m ve dışmerkezliği 1/30000 olan bir elips olduğundan, üçüncü model üç eksenli bir elipsoiddir. Bu model coğrafi çalışmalarda neredeyse hiç kullanılmaz; yalnızca gezegenin karmaşık iç yapısını gösterir.
Dördüncü yaklaşım
Jeoid, Dünya Okyanusunun ortalama seviyesine denk gelen eş potansiyel bir yüzeydir; uzayda aynı çekim potansiyeline sahip noktaların geometrik yeridir. Böyle bir yüzey düzensiz karmaşık bir şekle sahiptir; bir uçak değil. Her noktadaki düz yüzey çekül hattına diktir. Bu modelin pratik önemi ve önemi, yalnızca bir çekül, seviye, seviye ve diğer jeodezik aletlerin yardımıyla seviye yüzeylerinin konumunun izlenebilmesidir; bizim durumumuzda geoid.
Okyanus ve kara
Dünya yüzeyinin yapısının genel bir özelliği kıtalara ve okyanuslara dağılmasıdır. Dünyanın büyük bir kısmı Dünya Okyanusları tarafından işgal edilmiştir (%70,8 361,1 milyon km²), 149,1 milyon km² (%29,2) kara alanıdır ve altı kıtayı (Avrasya, Afrika, Kuzey Amerika, Güney Amerika ve Avustralya) ve adaları oluşturur. Dünya okyanuslarının seviyesinden ortalama 875 m kadar yükselir (en yüksek yükseklik 8848 m - Chomolungma Dağı), dağlar kara yüzeyinin 1 / 3'ünden fazlasını kaplar. Çöller arazi yüzeyinin yaklaşık %20'sini, ormanlar - yaklaşık %30'unu, buzullar - %10'dan fazlasını kaplar. Gezegendeki yükseklik genliği 20 km'ye ulaşıyor. Dünya okyanuslarının ortalama derinliği yaklaşık 3800 m'dir (en büyük derinlik 11020 m'dir - Pasifik Okyanusu'ndaki Mariana Çukuru (hendek). Gezegendeki suyun hacmi 1370 milyon km³, ortalama tuzluluk ise 35 ‰ (g/l)'dir.
Jeolojik yapı
Dünyanın jeolojik yapısı
İç çekirdeğin 2.600 km çapında ve saf demir veya nikelden oluştuğu, dış çekirdeğin 2.250 km kalınlığında erimiş demir veya nikelden oluştuğu ve yaklaşık 2.900 km kalınlığındaki mantonun esasen sert kayalardan oluştuğu düşünülüyor. kabuk Mohorovic yüzeyinin yanında. Kabuk ve üst manto, bazıları kıtaları destekleyen 12 ana hareketli blok oluşturur. Yaylalar sürekli yavaş hareket eder, bu harekete tektonik sürüklenme denir.
“Katı” Dünyanın iç yapısı ve bileşimi. 3. üç ana jeosferden oluşur: yer kabuğu, manto ve çekirdek, bunlar da birkaç katmana bölünmüştür. Bu jeosferlerin maddesi fiziksel özellikler, durum ve mineralojik bileşim bakımından farklılık gösterir. Sismik dalgaların hızlarının büyüklüğüne ve derinlikle değişimlerinin niteliğine bağlı olarak, “katı” Dünya sekiz sismik katmana ayrılır: A, B, C, D ", D ", E, F ve G. İçinde Ek olarak, Dünya'da özellikle güçlü bir katman litosfer ve bir sonraki yumuşatılmış katman - astenosfer veya yer kabuğu ayırt edilir, değişken bir kalınlığa sahiptir (kıtasal bölgede - 33 km, okyanus bölgesinde - 6). km, ortalama - 18 km).
Kabuk, dağların altında kalınlaşır ve okyanus ortası sırtlarının yarık vadilerinde neredeyse kaybolur. Yer kabuğunun alt sınırı olan Mohorovicic yüzeyinde, sismik dalgaların hızları aniden artar; bu, esas olarak malzeme bileşimindeki derinlikle bir değişiklik, granitler ve bazaltlardan üst mantodaki ultrabazik kayalara geçişle ilişkilidir. B, C, D", D" katmanları mantoya dahildir. E, F ve G katmanları 3486 km yarıçaplı Dünya'nın çekirdeğini oluşturur. Çekirdek sınırında (Gutenberg yüzeyi), boyuna dalgaların hızı keskin bir şekilde% 30 azalır ve enine dalgalar kaybolur, bu da dış çekirdeğin olduğu anlamına gelir. (E katmanı, 4980 km derinliğe kadar uzanır) sıvı F geçiş katmanının (4980-5120 km) altında, enine dalgaların tekrar yayıldığı katı bir iç çekirdek (G katmanı) vardır.
Katı kabukta şu kimyasal elementler baskındır: oksijen (%47,0), silikon (%29,0), alüminyum (%8,05), demir (%4,65), kalsiyum (%2,96), sodyum (%2,5), magnezyum (%1,87) ), potasyum (%2,5), titanyum (%0,45), bunların toplamı %98,98'e karşılık gelir. En nadir elementler: Po (yaklaşık %2,10 -14), Ra (2,10 -%10), Re (7,10 -%8), Au (4,3 - %10 -7), Bi (9 - %10 -7) vb.
Magmatik, metamorfik, tektonik ve sedimantasyon süreçlerinin bir sonucu olarak, yer kabuğu keskin bir şekilde farklılaşır; içinde kimyasal elementlerin karmaşık konsantrasyon ve dağılım süreçleri meydana gelir ve bu da çeşitli kaya türlerinin oluşumuna yol açar.
Üst mantonun bileşim açısından ultramafik kayaçlara benzer olduğuna inanılıyor; O (%42,5), Mg (%25,9), Si (%19,0) ve Fe (%9,85) baskın. Mineral açısından olivin burada daha az piroksenle hüküm sürüyor. Alt manto, taşlı göktaşlarının (kondritlerin) bir benzeri olarak kabul edilir. Dünyanın çekirdeği demir meteoritlerin bileşimine benzer ve yaklaşık %80 Fe, %9 Ni, %0,6 Co içerir. Göktaşı modeline dayanarak, Fe (%35), A (%30), Si (%15) ve Mg (%13)'nin hakim olduğu Dünya'nın ortalama bileşimi hesaplandı.
Sıcaklık, dünyanın iç kısmının en önemli özelliklerinden biridir ve maddenin çeşitli katmanlardaki durumunu açıklamamıza ve küresel süreçlerin genel bir resmini oluşturmamıza olanak tanır. Kuyularda yapılan ölçümlere göre ilk kilometrelerdeki sıcaklık derinlik arttıkça 20 °C/km'lik bir eğimle artıyor. Volkanların ana kaynaklarının bulunduğu 100 km derinlikte ortalama sıcaklık kayaların erime noktasından biraz daha düşük olup 1100°C'ye eşittir. Aynı zamanda okyanusların altında 100- 200 km'de sıcaklık kıtalara göre 100-200 °C daha yüksektir. 420 km'de C katmanındaki madde yoğunluğu 1,4 10 10 Pa basınca karşılık gelir ve sıcaklıkta meydana gelen olivin faz geçişi ile tanımlanır. yaklaşık 1600 ° C. 1.4 10 11 Pa basınç ve sıcaklıkta çekirdek ile sınırda Yaklaşık 4000 ° C'de silikatlar katı haldedir ve demir sıvı durumdadır. Demirin katılaştığı geçiş katmanı F'de sıcaklık 5000 ° C, dünyanın merkezinde - 5000-6000 ° C, yani Güneş'in sıcaklığına yeterli olabilir.
Dünya atmosferi
Toplam kütlesi 5,15 10 15 ton olan Dünya'nın atmosferi havadan oluşur; esas olarak nitrojen (%78,08) ve oksijen (%20,95), %0,93 argon, %0,03 karbondioksit karışımı, geri kalanı su buharı, inert ve diğer gazların yanı sıra. Maksimum kara yüzeyi sıcaklığı 57-58 ° C'dir (Afrika ve Kuzey Amerika'nın tropik çöllerinde), minimum yaklaşık -90 ° C'dir (Antarktika'nın orta bölgelerinde).
Dünya atmosferi tüm canlıları kozmik radyasyonun zararlı etkilerinden korur.
Dünya atmosferinin kimyasal bileşimi: %78,1 - nitrojen, 20 - oksijen, 0,9 - argon, geri kalanı - karbondioksit, su buharı, hidrojen, helyum, neon.
Dünyanın atmosferi şunları içerir: :
Hava ve iklim
Atmosferin alt katmanına troposfer denir. Hava durumunu belirleyen olaylar burada meydana gelir. Dünya yüzeyinin güneş ışınımıyla eşit olmayan şekilde ısınması nedeniyle, büyük hava kütleleri troposferde sürekli olarak dolaşır. Dünya atmosferindeki ana hava akımları, ekvator boyunca 30°'ye kadar olan banttaki alize rüzgarları ve 30° ila 60° arasındaki banttaki ılıman kuşaktaki batı rüzgarlarıdır. Isı transferindeki bir diğer faktör ise okyanus akıntı sistemidir.
Su, dünya yüzeyinde sürekli bir döngüye sahiptir. Uygun koşullar altında su ve kara yüzeyinden buharlaşan su buharı atmosferde yükselerek bulutların oluşmasına neden olur. Su, yağış şeklinde yeryüzüne çıkar ve yıl boyunca denizlere ve okyanuslara akar.
Enlem arttıkça dünya yüzeyinin aldığı güneş enerjisi miktarı azalır. Ekvatordan uzaklaştıkça güneş ışınlarının yüzeye geliş açısı küçülür ve ışının atmosferde kat etmesi gereken mesafe artar. Sonuç olarak, deniz seviyesindeki ortalama yıllık sıcaklık, enlem derecesi başına yaklaşık 0,4 °C azalır. Dünyanın yüzeyi yaklaşık olarak aynı iklime sahip enlem bölgelerine bölünmüştür: tropikal, subtropikal, ılıman ve kutupsal. İklimlerin sınıflandırılması sıcaklık ve yağışa bağlıdır. En yaygın olarak tanınan, beş geniş gruba ayrılan Köppen iklim sınıflandırmasıdır: nemli tropikler, çöl, nemli orta enlemler, karasal iklim, soğuk kutup iklimi. Bu grupların her biri belirli gruplara ayrılmıştır.
İnsanın Dünya atmosferi üzerindeki etkisi
Dünyanın atmosferi insan faaliyetlerinden önemli ölçüde etkilenir. Yaklaşık 300 milyon araba yılda 400 milyon ton karbon oksit, 100 milyon tondan fazla karbonhidrat ve yüzbinlerce ton kurşunu atmosfere salıyor. Güçlü atmosferik emisyon üreticileri: termik santraller, metalurji, kimya, petrokimya, kağıt hamuru ve diğer endüstriler, motorlu taşıtlar.
Kirli havanın sistematik olarak solunması insanların sağlığını önemli ölçüde kötüleştirir. Gaz ve toz yabancı maddeleri havaya hoş olmayan bir koku verebilir, gözlerin ve üst solunum yollarının mukozalarını tahriş ederek koruyucu işlevlerini azaltabilir, kronik bronşit ve akciğer hastalıklarına neden olabilir. Çok sayıda çalışma, vücuttaki patolojik anormalliklerin (akciğer, kalp, karaciğer, böbrek ve diğer organ hastalıkları) arka planında, atmosferik kirliliğin zararlı etkilerinin daha belirgin olduğunu göstermiştir. Asit yağmuru önemli bir çevre sorunu haline geldi. Her yıl yakıt yakarken atmosfere 15 milyon tona kadar kükürt dioksit girer ve bu, suyla birleştirildiğinde yağmurla birlikte yere düşen zayıf bir sülfürik asit çözeltisi oluşturur. Asit yağmuru insanları, bitkileri, binaları vb. olumsuz etkiler.
Ortam hava kirliliği aynı zamanda dolaylı olarak insanların sağlığını ve hijyenik yaşam koşullarını da etkileyebilir.
Atmosferde karbondioksit birikmesi sera etkisi sonucu iklimin ısınmasına neden olabiliyor. Bunun özü, güneş radyasyonunu Dünya'ya serbestçe ileten karbondioksit tabakasının, termal radyasyonun üst atmosfere geri dönüşünü geciktirmesidir. Bu bakımdan atmosferin alt katmanlarında sıcaklık artacak, bu da buzulların erimesine, karların erimesine, okyanus ve deniz seviyelerinin yükselmesine, karaların önemli bir bölümünün sular altında kalmasına neden olacaktır.
Hikaye
Dünya, yaklaşık 4540 milyon yıl önce, güneş sisteminin diğer gezegenleriyle birlikte disk şeklindeki bir proto-gezegen bulutundan oluşmuştur. Dünya'nın birikim sonucu oluşması 10-20 milyon yıl sürmüştür. İlk başta Dünya tamamen erimişti, ancak yavaş yavaş soğudu ve yüzeyinde ince, katı bir kabuk - yer kabuğu - oluştu.
Yaklaşık 4530 milyon yıl önce, Dünya'nın oluşumundan kısa bir süre sonra Ay oluştu. Dünyanın tek bir doğal uydusunun oluşumuna ilişkin modern teori, bunun Theia adı verilen devasa bir gök cismi ile çarpışma sonucu gerçekleştiğini iddia ediyor.
Dünyanın birincil atmosferi kayaların gazdan arındırılması ve volkanik aktivite sonucu oluşmuştur. Su atmosferden yoğunlaşarak Dünya Okyanusunu oluşturdu. O dönemde Güneş'in şimdikinden %70 daha zayıf olmasına rağmen jeolojik veriler okyanusun donmadığını gösteriyor, bu da sera etkisinden kaynaklanıyor olabilir. Yaklaşık 3,5 milyar yıl önce, Dünya'nın atmosferini güneş rüzgarlarından koruyan manyetik alanı oluştu.
Dünyanın oluşumu ve gelişiminin ilk aşaması (yaklaşık 1,2 milyar yıl süren) jeoloji öncesi tarihe aittir. En eski kayaların mutlak yaşı 3,5 milyar yıldan fazladır ve bu andan itibaren, iki eşit olmayan aşamaya ayrılan Dünya'nın jeolojik tarihi başlar: tüm jeolojik kronolojinin yaklaşık 5/6'sını kaplayan Prekambriyen ( yaklaşık 3 milyar yıl) ve son 570 milyon yılı kapsayan Fanerozoik. Yaklaşık 3-3,5 milyar yıl önce, maddenin doğal evriminin bir sonucu olarak, Dünya'da yaşam ortaya çıktı, biyosferin gelişimi başladı - tüm canlı organizmaların toplamı (Dünyanın sözde canlı maddesi), önemli ölçüde atmosferin, hidrosferin ve jeosferin (en azından tortul kabuğun bazı kısımlarında) gelişimini etkiledi. Oksijen felaketinin bir sonucu olarak canlı organizmaların aktivitesi, Dünya atmosferinin bileşimini değiştirerek onu oksijenle zenginleştirdi ve bu da aerobik canlıların gelişimi için fırsat yarattı.
Biyosfer ve hatta jeosfer üzerinde güçlü bir etkiye sahip olan yeni bir faktör, 3 milyon yıldan daha kısa bir süre önce evrimin bir sonucu olarak insanın ortaya çıkışından sonra Dünya'da ortaya çıkan insanlığın faaliyetidir (tarih konusunda birlik sağlanamamıştır ve bazı araştırmacılar 7 milyon yıl öncesine inanıyor. Buna göre, biyosferin gelişim sürecinde, insan faaliyetlerinden büyük ölçüde etkilenen Dünya'nın kabuğu olan noosferin oluşumları ve daha fazla gelişimi ayırt edilir.
Dünya nüfusunun yüksek büyüme hızı (dünya nüfusu 1000'de 275 milyon, 1900'de 1,6 milyar ve 2009'da yaklaşık 6,7 milyardı) ve insan toplumunun doğal çevre üzerindeki artan etkisi, tüm doğal kaynakların akılcı kullanımıyla ilgili sorunları gündeme getirmiştir. ve koruma niteliği.
Gezegenimizin tarihi hala birçok gizemi barındırıyor. Doğa bilimlerinin çeşitli alanlarından bilim adamları, Dünya'daki yaşamın gelişiminin araştırılmasına katkıda bulundular.
Gezegenimizin yaklaşık 4,54 milyar yaşında olduğuna inanılıyor. Tüm bu zaman dilimi genellikle iki ana aşamaya ayrılır: Fanerozoik ve Prekambriyen. Bu aşamalara eonlar veya enotema denir. Eons ise her biri gezegenin jeolojik, biyolojik ve atmosferik durumunda meydana gelen bir dizi değişiklikle ayırt edilen birkaç döneme ayrılır.
Eon iki ekontem daha içerir - catarchaean ve archaean. İkincisi ise 4 dönemi içerir.
1. Katarhey- bu, Dünya'nın oluşma zamanıdır, ancak henüz çekirdek veya kabuk yoktu. Gezegen hala soğuk bir kozmik cisimdi. Bilim adamları bu dönemde Dünya'da zaten su bulunduğunu öne sürüyorlar. Catarchaean yaklaşık 600 milyon yıl sürdü.
2. Arkea 1,5 milyar yıllık bir dönemi kapsıyor. Bu dönemde Dünya'da henüz oksijen yoktu ve kükürt, demir, grafit ve nikel yatakları oluşmaktaydı. Hidrosfer ve atmosfer, dünyayı yoğun bir bulutla saran tek bir buhar-gaz kabuğuydu. Güneş ışınları pratik olarak bu perdeden geçemedi, bu nedenle gezegene karanlık hakim oldu. 2.1 2.1. Eoarchaean- Bu, yaklaşık 400 milyon yıl süren ilk jeolojik dönemdir. Eoarchean'ın en önemli olayı hidrosferin oluşumuydu. Ancak hala çok az su vardı, rezervuarlar birbirinden ayrı olarak mevcuttu ve henüz dünya okyanusuyla birleşmemişti. Aynı zamanda, asteroitler hala dünyayı bombalasa da, yer kabuğu katılaşıyor. Eoarchean'ın sonunda gezegenin tarihindeki ilk süper kıta olan Vaalbara oluştu.
2.2 Paleoarkean- yaklaşık 400 milyon yıl süren bir sonraki dönem. Bu dönemde Dünya'nın çekirdeği oluşur ve manyetik alan şiddeti artar. Gezegendeki bir gün yalnızca 15 saat sürdü. Ancak ortaya çıkan bakterilerin faaliyeti nedeniyle atmosferdeki oksijen içeriği artar. Paleoarkean yaşamının bu ilk biçimlerinin kalıntıları Batı Avustralya'da bulunmuştur.
2.3 Mezoarkean da yaklaşık 400 milyon yıl sürdü. Mezoarkean döneminde gezegenimiz sığ bir okyanusla kaplıydı. Kara alanları küçük volkanik adalardı. Ancak bu dönemde zaten litosferin oluşumu başlıyor ve levha tektoniği mekanizması başlıyor. Mesoarchean'ın sonunda, Dünya'da kar ve buzun ilk oluştuğu ilk buzul çağı meydana gelir. Biyolojik türler hâlâ bakteriler ve mikrobiyal yaşam formlarıyla temsil edilmektedir.
2.4 Neoarkean- Süresi yaklaşık 300 milyon yıl olan Archean eon'un son dönemi. Bu dönemdeki bakteri kolonileri Dünya'daki ilk stromatolitleri (kireçtaşı birikintileri) oluşturur. Neoarkean'ın en önemli olayı oksijen fotosentezinin oluşmasıydı.
II. Proterozoik- Genellikle üç döneme ayrılan Dünya tarihindeki en uzun zaman dilimlerinden biri. Proterozoyik döneminde ozon tabakası ilk kez ortaya çıkıyor ve dünya okyanusları neredeyse bugünkü hacmine ulaşıyor. Ve uzun Huron buzullaşmasından sonra, Dünya'da ilk çok hücreli yaşam formları ortaya çıktı: mantarlar ve süngerler. Proterozoyik genellikle her biri birkaç dönem içeren üç döneme ayrılır.
3.1 Paleo-Proterozoik- 2,5 milyar yıl önce başlayan Proterozoik'in ilk dönemi. Şu anda litosfer tamamen oluşmuştur. Ancak önceki yaşam biçimleri, oksijen içeriğindeki artış nedeniyle neredeyse yok oldu. Bu döneme oksijen felaketi adı verildi. Dönemin sonunda Dünya'da ilk ökaryotlar ortaya çıkıyor.
3.2 Mezo-Proterozoik yaklaşık 600 milyon yıl sürmüştür. Bu dönemin en önemli olayları: kıtasal kütlelerin oluşumu, süper kıta Rodinia'nın oluşumu ve cinsel üremenin evrimi.
3.3 Neo-Proterozoik. Bu dönemde Rodinia yaklaşık 8 parçaya ayrılır, Mirovia'nın süper okyanusu sona erer ve dönemin sonunda Dünya neredeyse ekvatora kadar buzla kaplanır. Neoproterozoik çağda, canlı organizmalar ilk kez sert bir kabuk kazanmaya başlar ve bu daha sonra iskeletin temelini oluşturacaktır.
III. Paleozoik- Yaklaşık 541 milyon yıl önce başlayan ve yaklaşık 289 milyon yıl süren Fanerozoik çağın ilk dönemi. Bu, antik yaşamın ortaya çıktığı dönemdir. Süper kıta Gondwana güney kıtalarını birleştirir, bir süre sonra karanın geri kalanı ona katılır ve Pangea ortaya çıkar. İklim bölgeleri oluşmaya başlar ve flora ve fauna esas olarak deniz türleri tarafından temsil edilir. Ancak Paleozoyik'in sonlarına doğru arazi gelişimi başladı ve ilk omurgalılar ortaya çıktı.
Paleozoik dönem geleneksel olarak 6 döneme ayrılır.
1. Kambriyen dönemi 56 milyon yıl sürdü. Bu dönemde ana kayalar oluşur ve canlı organizmalarda mineral bir iskelet ortaya çıkar. Kambriyen devrinin en önemli olayı ise ilk eklembacaklıların ortaya çıkışıdır.
2. Ordovisiyen dönemi- 42 milyon yıl süren Paleozoik'in ikinci dönemi. Bu, tortul kayaların, fosforitlerin ve bitümlü şistlerin oluşum dönemidir. Ordovisiyen'in organik dünyası deniz omurgasızları ve mavi-yeşil alglerle temsil edilir.
3. Silüriyen dönemiönümüzdeki 24 milyon yılı kapsıyor. Şu anda, daha önce var olan canlı organizmaların neredeyse %60'ı yok oluyor. Ancak gezegen tarihinde ilk kıkırdaklı ve kemikli balıklar ortaya çıkıyor. Karada Silüriyen, damarlı bitkilerin ortaya çıkmasıyla belirgindir. Süper kıtalar birbirine yaklaşıyor ve Laurasia'yı oluşturuyor. Dönemin sonunda buzlar eridi, deniz seviyeleri yükseldi ve iklim daha ılıman hale geldi.
4. Devoniyen dönemiçeşitli yaşam formlarının hızlı gelişimi ve yeni ekolojik nişlerin gelişimi ile karakterize edilir. Devoniyen 60 milyon yıllık bir zaman dilimini kapsar. İlk karasal omurgalılar, örümcekler ve böcekler ortaya çıktı. Suşi hayvanlarının akciğerleri gelişir. Ancak yine de balıklar çoğunlukta. Bu dönemin flora krallığı propfernler, atkuyrukları, yosunlar ve gospermlerle temsil edilir.
5. Karbonifer dönemi genellikle karbon denir. Bu sırada Laurasia Gondwana ile çarpışıyor ve yeni bir süper kıta Pangea ortaya çıkıyor. Yeni bir okyanus da oluşuyor: Tethys. Bu, ilk amfibilerin ve sürüngenlerin ortaya çıkma zamanıdır.
6. Permiyen dönemi- 252 milyon yıl önce sona eren Paleozoik'in son dönemi. Şu anda Dünya'ya büyük bir asteroitin düştüğüne ve bunun önemli iklim değişikliğine ve tüm canlı organizmaların neredeyse% 90'ının yok olmasına yol açtığına inanılıyor. Arazinin çoğu kumla kaplıdır ve Dünya'nın tüm gelişim tarihi boyunca var olan en geniş çöller ortaya çıkar.
IV. Mezozoik- neredeyse 186 milyon yıl süren Fanerozoik çağın ikinci dönemi. Şu anda kıtalar neredeyse modern hatlara kavuştu. Sıcak bir iklim, Dünya'daki yaşamın hızlı gelişimine katkıda bulunur. Dev eğrelti otları kaybolur ve yerini kapalı tohumlular alır. Mezozoik, dinozorların çağı ve ilk memelilerin ortaya çıkışıdır.
Mezozoik dönem üç döneme ayrılır: Triyas, Jura ve Kretase.
1. Triyas dönemi 50 milyon yıldan biraz fazla sürdü. Bu sırada Pangea parçalanmaya başlar ve iç denizler giderek küçülür ve kurur. İklim ılımandır, bölgeler açıkça tanımlanmamıştır. Çöller yayıldıkça bölgedeki bitkilerin neredeyse yarısı yok oluyor. Ve fauna krallığında, dinozorların ve kuşların atası olan ilk sıcakkanlı ve kara sürüngenleri ortaya çıktı.
2. Jura 56 milyon yıllık bir süreyi kapsıyor. Dünya nemli ve sıcak bir iklime sahipti. Arazi eğrelti otları, çamlar, palmiyeler ve selvi çalılıkları ile kaplıdır. Dinozorlar gezegende hüküm sürüyor ve çok sayıda memeli hâlâ küçük boyları ve kalın tüyleriyle ayırt ediliyordu.
3. Kretase dönemi- neredeyse 79 milyon yıl süren Mesozoik'in en uzun dönemi. Kıtaların ayrılması neredeyse sona eriyor, Atlantik Okyanusu'nun hacmi önemli ölçüde artıyor ve kutuplarda buz tabakaları oluşuyor. Okyanusların su kütlesindeki artış sera etkisinin oluşmasına yol açmaktadır. Kretase döneminin sonunda nedenleri henüz belirlenemeyen bir felaket meydana gelir. Sonuç olarak, tüm dinozorların ve sürüngenlerin ve açık tohumluların çoğu türünün nesli tükendi.
V. Senozoik- bu, 66 milyon yıl önce başlayan hayvanların ve homo sapienslerin çağıdır. Bu dönemde kıtalar modern şeklini almış, Antarktika Dünya'nın güney kutbunu işgal etmiş ve okyanuslar genişlemeye devam etmiştir. Kretase dönemindeki felaketten sağ kurtulan bitki ve hayvanlar kendilerini yepyeni bir dünyada buldular. Her kıtada benzersiz yaşam formu toplulukları oluşmaya başladı.
Senozoik dönem üç döneme ayrılır: Paleojen, Neojen ve Kuvaterner.
1. Paleojen dönemi yaklaşık 23 milyon yıl önce sona erdi. Şu anda Dünya'da tropik bir iklim hüküm sürüyordu, Avrupa yaprak dökmeyen tropik ormanların altına gizlenmişti, kıtaların kuzeyinde yalnızca yaprak döken ağaçlar yetişiyordu. Memelilerin hızla geliştiği dönem Paleojen dönemindeydi.
2. Neojen dönemi gezegenin gelişiminin önümüzdeki 20 milyon yılını kapsıyor. Balinalar ve yarasalar ortaya çıkıyor. Kılıç dişli kaplanlar ve mastodonlar hâlâ yeryüzünde dolaşsa da, fauna giderek daha fazla modern özellikler kazanıyor.
3. Kuaterner dönem 2,5 milyon yıldan fazla bir süre önce başladı ve bugüne kadar devam ediyor. Bu zaman dilimini iki önemli olay karakterize ediyor: Buzul Çağı ve insanın ortaya çıkışı. Buzul Çağı kıtaların ikliminin, florasının ve faunasının oluşumunu tamamen tamamladı. Ve insanın ortaya çıkışı uygarlığın başlangıcını işaret ediyordu.
