Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Ця стаття містить правописні лексичні граматичні стилістичні або інші мовні помилки які треба виправити Ви можете допомо

Сонячна туманність

Сонячна туманність
Ця стаття містить правописні, лексичні, граматичні, стилістичні або інші мовні помилки, які треба виправити. Ви можете допомогти вдосконалити цю статтю, погодивши її із чинними .
Цю статтю треба для відповідності Вікіпедії. Будь ласка, допоможіть додаванням доречних внутрішніх посилань або .

Сонячна туманність, плоский диск, що обертається і складається з міжзоряного пилу й газоподібного водню, з якого шляхом ущільнення була сформована Сонячна система (Сонце, планети та інші космічні тіла) приблизно 4,6 млрд років тому.

Згідно із загальновизнаною парадигмою походження Сонячної системи, її утворення починається з гравітаційного колапсу частини міжзоряної хмари газу та пилу, яка має початкову масу на 10—20 % більше сучасної маси Сонця. Цей колапс міг бути ініційований випадковими коливаннями щільності всередині хмари, одне або кілька з яких могли призвести до накопичення достатньої кількості матеріалу для запуску процесу, або зовнішніми порушеннями, як-от ударна хвиля від спалаху наднової.

Область хмари, що руйнується, швидко набуває приблизно сферичної форми. Оскільки вона обертається навколо центру Галактики, частини, віддалені від центру, рухаються повільніше, ніж близькі. Отже, коли хмара руйнується, вона починає обертатися, і для збереження кутового моменту швидкість обертання зростає, оскільки вона продовжує стискатися. При постійному стисканні хмара вирівнюється, оскільки речовині легше слідувати за притяганням сили тяжіння, перпендикулярно площині обертання, ніж вздовж неї, де протилежна відцентрова сила найбільша. Результатом на цьому етапі, як і в моделі Лапласа, є диск матеріалу, утворений навколо центральної конденсації. Ця конфігурація, яку зазвичай називають сонячною туманністю, нагадує форму типової спіральної галактики у значно зменшеному масштабі. Коли газ і пил руйнуються в направленні до центральної конденсації, їх потенційна енергія перетворюється на кінетичну енергію (енергію руху), і температура матеріалу підвищується. Врешті-решт температура стає досить високою в межах конденсації, щоб почалися ядерні реакції, тим самим утворюючи Сонце. Тим часом матеріал на диску стикається, об'єднується і поступово утворює все більші та більші об'єкти, як у теорії Канта. Оскільки більшість частинок матеріалу мають майже однакові орбіти, зіткнення між ними відносно незначні, що дозволяє частинкам об'єднуватися і залишатися разом. Таким чином, більші скупчення частинок поступово нарощуються.

Теоретичні моделі сонячної туманності вказують на зниження температури зі збільшенням відстані від Сонця. Якби тепловий градієнт був досить крутим, склад конденсатів з туманності, за умови знаходження в рівновазі, змінювався б залежно від відстані та температури. Меркурій міг би утворитися з високотемпературних конденсатів, які складалися б з металевого заліза і силікатів, які не містять FeO, що могло б пояснити великий вміст металу у ядрі у Меркурія: залізо конденсується перед силікатами магнію, отже, може зростись першим. Однак, конденсація температур металічного заліза і силікату магнію (енстатит і форстерит) настільки близькі, що це вимагало б дуже швидкого збільшення Меркурію. Крім того, порядок конденсації металу і силікату магнію змінюється залежно від тиску. Якщо тиск вище атм, то метал конденсується перший, а якщо нижче, то олівін, що вперше було зазначено Гроссманом.

Рух малих частинок в сонячній туманності контролювався силою тяжіння Сонця і силою опору туманного газу. Демонстрацією міри важливості газового опору є час зупинки, який є імпульсом частинки щодо газу, розділеного на силу опору. Частинки з періодами зупинки, меншими за орбітальний період (приблизно розмір субметра), були сильно пов'язані з газом, хоча мали місце певні відхилення від руху газу. Частинки з більш тривалим часом зупинки рухались приблизно по кеплерівських орбітах, які були порушені газовим опором. Частинки розміром у мікрометри здебільшого зазнали впливу броунівського руху, спричиненого зіткненнями з окремими молекулами газу. Значення броунівського руху зменшувалось зі збільшенням маси частинки. Тиск газу означає, що сонячна туманність мала кінечну вертикальну товщину. Тверді частинки не зазнавали тиску й осідали до середньої площини диска через вертикальну складову гравітації Сонця, рухаючись із кінцевою швидкістю, так що швидкість осідання зростала зі збільшенням маси частинок. Вертикальний розподіл частинок визначався конкуренцією між осіданням та бурхливими рухами, що спричиняло розсіювання частинок подалі від середньої площини. В результаті поверхневі шари диска містили лише дрібні частинки, тоді як великі концентрувались поблизу середньої площини.

Примітки

  • Planets, Asteriods, Comets and The Solar System J.E. Chambers, in Treatise on Geochemistry (Second Edition), 2014
  • Meteorites, Comets, and Planets G.J. Taylor, E.R.D. Scott, in Treatise on Geochemistry, 2003
  • https://news.mit.edu/2017/scientists-estimate-solar-nebulas-lifetime-0209
  • J. KELLY BEATTY, CAROLYN COLLINS PETERSON, and ANDREW CHAIKIN (eds.), The New Solar System, 4th ed. (1999)
  • KENNETH R. LANG, The Cambridge Guide to the Solar System (2003)
  • MILDRED SHAPLEY MATTHEWS (eds.), Mercury (1988)
  • JOHN F. KERRIDGE and MILDRED SHAPLEY MATTHEWS (eds.), Meteorites and the Early Solar System (1988)
  • MILDRED SHAPLEY MATTHEWS (eds.), Origin and Evolution of Planetary and Satellite Atmospheres (1989)
  • https://www.jpl.nasa.gov/news/mysteries-of-the-solar-nebula/
  • In solar system: Formation of the solar nebula

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Cya stattya mistit pravopisni leksichni gramatichni stilistichni abo inshi movni pomilki yaki treba vipraviti Vi mozhete dopomogti vdoskonaliti cyu stattyu pogodivshi yiyi iz chinnimi movnimi standartami Cyu stattyu treba vikifikuvati dlya vidpovidnosti standartam yakosti Vikipediyi Bud laska dopomozhit dodavannyam dorechnih vnutrishnih posilan abo vdoskonalennyam rozmitki statti Sonyachna tumannist ploskij disk sho obertayetsya i skladayetsya z mizhzoryanogo pilu j gazopodibnogo vodnyu z yakogo shlyahom ushilnennya bula sformovana Sonyachna sistema Sonce planeti ta inshi kosmichni tila priblizno 4 6 mlrd rokiv tomu Zgidno iz zagalnoviznanoyu paradigmoyu pohodzhennya Sonyachnoyi sistemi yiyi utvorennya pochinayetsya z gravitacijnogo kolapsu chastini mizhzoryanoyi hmari gazu ta pilu yaka maye pochatkovu masu na 10 20 bilshe suchasnoyi masi Soncya Cej kolaps mig buti inicijovanij vipadkovimi kolivannyami shilnosti vseredini hmari odne abo kilka z yakih mogli prizvesti do nakopichennya dostatnoyi kilkosti materialu dlya zapusku procesu abo zovnishnimi porushennyami yak ot udarna hvilya vid spalahu nadnovoyi Oblast hmari sho rujnuyetsya shvidko nabuvaye priblizno sferichnoyi formi Oskilki vona obertayetsya navkolo centru Galaktiki chastini viddaleni vid centru ruhayutsya povilnishe nizh blizki Otzhe koli hmara rujnuyetsya vona pochinaye obertatisya i dlya zberezhennya kutovogo momentu shvidkist obertannya zrostaye oskilki vona prodovzhuye stiskatisya Pri postijnomu stiskanni hmara virivnyuyetsya oskilki rechovini legshe sliduvati za prityagannyam sili tyazhinnya perpendikulyarno ploshini obertannya nizh vzdovzh neyi de protilezhna vidcentrova sila najbilsha Rezultatom na comu etapi yak i v modeli Laplasa ye disk materialu utvorenij navkolo centralnoyi kondensaciyi Cya konfiguraciya yaku zazvichaj nazivayut sonyachnoyu tumannistyu nagaduye formu tipovoyi spiralnoyi galaktiki u znachno zmenshenomu masshtabi Koli gaz i pil rujnuyutsya v napravlenni do centralnoyi kondensaciyi yih potencijna energiya peretvoryuyetsya na kinetichnu energiyu energiyu ruhu i temperatura materialu pidvishuyetsya Vreshti resht temperatura staye dosit visokoyu v mezhah kondensaciyi shob pochalisya yaderni reakciyi tim samim utvoryuyuchi Sonce Tim chasom material na disku stikayetsya ob yednuyetsya i postupovo utvoryuye vse bilshi ta bilshi ob yekti yak u teoriyi Kanta Oskilki bilshist chastinok materialu mayut majzhe odnakovi orbiti zitknennya mizh nimi vidnosno neznachni sho dozvolyaye chastinkam ob yednuvatisya i zalishatisya razom Takim chinom bilshi skupchennya chastinok postupovo naroshuyutsya Teoretichni modeli sonyachnoyi tumannosti vkazuyut na znizhennya temperaturi zi zbilshennyam vidstani vid Soncya Yakbi teplovij gradiyent buv dosit krutim sklad kondensativ z tumannosti za umovi znahodzhennya v rivnovazi zminyuvavsya b zalezhno vid vidstani ta temperaturi Merkurij mig bi utvoritisya z visokotemperaturnih kondensativ yaki skladalisya b z metalevogo zaliza i silikativ yaki ne mistyat FeO sho moglo b poyasniti velikij vmist metalu u yadri u Merkuriya zalizo kondensuyetsya pered silikatami magniyu otzhe mozhe zrostis pershim Odnak kondensaciya temperatur metalichnogo zaliza i silikatu magniyu enstatit i forsterit nastilki blizki sho ce vimagalo b duzhe shvidkogo zbilshennya Merkuriyu Krim togo poryadok kondensaciyi metalu i silikatu magniyu zminyuyetsya zalezhno vid tisku Yaksho tisk vishe 10 4 displaystyle 10 4 atm to metal kondensuyetsya pershij a yaksho nizhche to olivin sho vpershe bulo zaznacheno Grossmanom Ruh malih chastinok v sonyachnij tumannosti kontrolyuvavsya siloyu tyazhinnya Soncya i siloyu oporu tumannogo gazu Demonstraciyeyu miri vazhlivosti gazovogo oporu ye chas zupinki yakij ye impulsom chastinki shodo gazu rozdilenogo na silu oporu Chastinki z periodami zupinki menshimi za orbitalnij period priblizno rozmir submetra buli silno pov yazani z gazom hocha mali misce pevni vidhilennya vid ruhu gazu Chastinki z bilsh trivalim chasom zupinki ruhalis priblizno po keplerivskih orbitah yaki buli porusheni gazovim oporom Chastinki rozmirom u mikrometri zdebilshogo zaznali vplivu brounivskogo ruhu sprichinenogo zitknennyami z okremimi molekulami gazu Znachennya brounivskogo ruhu zmenshuvalos zi zbilshennyam masi chastinki Tisk gazu oznachaye sho sonyachna tumannist mala kinechnu vertikalnu tovshinu Tverdi chastinki ne zaznavali tisku j osidali do serednoyi ploshini diska cherez vertikalnu skladovu gravitaciyi Soncya ruhayuchis iz kincevoyu shvidkistyu tak sho shvidkist osidannya zrostala zi zbilshennyam masi chastinok Vertikalnij rozpodil chastinok viznachavsya konkurenciyeyu mizh osidannyam ta burhlivimi ruhami sho sprichinyalo rozsiyuvannya chastinok podali vid serednoyi ploshini V rezultati poverhnevi shari diska mistili lishe dribni chastinki todi yak veliki koncentruvalis poblizu serednoyi ploshini PrimitkiPlanets Asteriods Comets and The Solar System J E Chambers in Treatise on Geochemistry Second Edition 2014 Meteorites Comets and Planets G J Taylor E R D Scott in Treatise on Geochemistry 2003 https news mit edu 2017 scientists estimate solar nebulas lifetime 0209 J KELLY BEATTY CAROLYN COLLINS PETERSON and ANDREW CHAIKIN eds The New Solar System 4th ed 1999 KENNETH R LANG The Cambridge Guide to the Solar System 2003 MILDRED SHAPLEY MATTHEWS eds Mercury 1988 JOHN F KERRIDGE and MILDRED SHAPLEY MATTHEWS eds Meteorites and the Early Solar System 1988 MILDRED SHAPLEY MATTHEWS eds Origin and Evolution of Planetary and Satellite Atmospheres 1989 https www jpl nasa gov news mysteries of the solar nebula In solar system Formation of the solar nebula

Дата публікації:
Топ