Походження Землі: огляд основних гіпотез

       Міністерство  освіти і науки України

       Сумський  державний університет

       Кафедра загальної екології 
 
 
 
 

       РЕФЕРАТ

       З дисципліни «Геологія з основами геоморфології»

       На  тему « Походження Землі: огляд основних гіпотез» 
 
 
 
 
 

       Виконала: ……………………………………………Кладько Марина

           Група ……………………………………………… ЕкЗ -91О

         Викладач: ………………………………………… 
 
 

       Суми 2011 

  1.Виникнення Сонячної системи і планети Земля

  Перші уявлення наукового характеру про  виникнення Землі сформулювались у  ХVII-XVIII століттях.

  О. Ю. Шмідт (відомий вчений, полярник), згрупував усі запропоновані космогонічні (космогонія від грец.  kosmos – порядок і gone – народження – наука, що вивчає походження і розвиток космічних тіл і їх систем) гіпотези у три класи:

  1 Гіпотези, які виходять із утворення Сонця та планет з єдиного матеріалу (туманності). Це відомі гіпотези Канта — Лапласа, Фесенкова, Войткевича, недавно запропоновані уявлення Рудника і Соботовича та ін.

  2 Гіпотези, згідно з якими планети  виникли з речовини Сонця (гіпотези  Бюффона, Мультона і Чемберліна, Джінса, Джеффріса, Крата та ін.).

  3 Гіпотези, які не об'єднують Сонце та планети спільністю походження. Найбільш відомою є гіпотеза Шмідта.

  Гіпотеза  німецького філософа І. Канта опублікована ним у 1755 р. В її основі лежали уявлення про те, що матерія, яка наповнює Всесвіт, у первісному стані була розпорошена на елементарні частинки, які рівномірно заповнювали простір. Поступово, під впливом сил всесвітнього тяжіння, почали виникати центри скупчення  матерії, одним з яких і було Сонце; одночасно матерія набувала і  обертового руху. В подальшому з  хмари пилу, яка оберталася навколо  Сонця, утворилися планети.

  Математично обґрунтував та вдосконалив гіпотезу Канта французький математик  П.С. Лаплас у 1796 р. і від- тоді вона стала називатися гіпотезою Канта-Лапласа. Згідно з уявленнями Лапласа на початковій стадії формування Сонячної системи існувала газоподібна туманність, що оберталася та поступово ущільнювалася під впливом всесвітнього тяжіння. В центрі такої туманності знаходилося центральне згущення, з якого в подальшому утворилося Сонце. В міру зростання ущільнення туманності та обертання від неї відокремлювалися кільця, які, у свою чергу, розпадалися з утворенням центральних згущень – зародків планет. На початкових стадіях розвитку планети та супутники повинні були мати вигляд розжарених газових куль, які згодом остигали, вкривалися твердою кіркою. Враховуючи зазначений механізм формування Сонячної системи та її планет, гіпотеза Лапласа дістала назву “гарячої” і впродовж усього XIX століття була основою для розроблення моделей формування та розвитку Всесвіту. Проте, як з’ясувалося пізніше, ця гіпотеза була неспроможна пояснити механізм розподілу моменту кількості руху (МКР) в Сонячній системі, що, власне, і зумовлює її існування як природного об’єкта надпланетного рівня організації природної речовини. Цей момент визначається як добуток маси тіла на відстань від центра системи та швидкість його обертання. Враховуючи механізм утворення Сонця і планет за схемою, яку допускає гіпотеза Канта-Лапласа, випливає, що Сонце, яке має більше 90% всієї маси системи, характеризується також найбільшим моментом кількості руху. Насправді ж, внаслідок дуже повільного обертання Сонце володіє лише 2% загального моменту кількості руху, а 98% належить іншим планетам і, в першу чергу, планетам-велетням. Пояснити це протиріччя гіпотеза Канта-Лапласа була неспроможною. Перший крок у напрямку вирішення зазначеної проблеми був зроблений англійським астрономом Джінсом, який вважав, що планети утворилися зі згустка сонячної матерії, відірваної від Сонця зіркою, яка проходила повз нього. Подібних поглядів дотримувалися також американські дослідники Ф.Мультон і Т.Чемберлен, які вважали, що внаслідок проходження повз Сонця великої зірки виникли потужні припливи. Це спричинило відокремлення від нього газів, які конденсувались у невеликі планетозималі (частки протопланетної речовини), які, злипаючись, утворювали астероїди та планети. Уявлення про планетозималі та їх утворення збереглися в науці і сьогодні, однак сама гіпотеза Мультона-Чемберлена була відкинута.

  Принципово  нові погляди на утворення планет закладені в метеоритних, або, як їх ще називають,“холодних”, гіпотезах, серед яких найбільш вдалою і повною є гіпотеза О.Ю. Шмідта, розроблена у 1944 р.

  У гіпотезі проблема утворення Сонця не розглядається. Згідно з її положеннями Сонце на одній із стадій свого розвитку захопило холодну газово-пилову (метеоритну) хмару. До цього Сонце володіло дуже малим МКР, хмара ж оберталася зі значною швидкістю. У сильному гравітаційному полі Сонця почалася диференціація метеоритної хмари за масою, щільністю і розмірами. Частина метеоритного матеріалу потрапила на Сонце, інша, внаслідок процесів акреції, утворювала згустки-зародки планет та їх супутників. Значна роль у гіпотезі відводиться дії «сонячного вітру» — тиску сонячного випромінювання, яке відкидало легкі газові компоненти на периферію системи. Утворена таким чином Земля була холодним тілом, її подальший розігрів пов'язується з радіогенним теплом, гравітаційною диференціацією та іншими джерелами внутрішньої енергії планети. Великим недоліком гіпотези дослідники вважають дуже низьку ймовірність захоплення Сонцем подібної метеоритної хмари.

  Результати  дослідження Космосу, отримані протягом останніх десятиліть, внесли значний  вклад у дослідження проблеми походження Сонячної системи. При цьому  відбулося, так би мовити, повернення на новому рівні до вихідних ідей Канта. Астрономам вдалося безпосередньо  спостерігати процес зародження зірок  з міжзоряної плазми, яка складається  з газу та пилу (“пилова плазма”). Було також з’ясовано, що утворення зірок може відбуватися завдяки протидії магнітних полів і тиску газу та випромінювання лише вздовж зовнішніх спіральних рукавів галактик, у тому числі й нашої. Початок стиснення міжзоряної туманності може бути спричинений близьким вибухом “наднової ” зірки (рис. 1.1).

  Про це свідчить наявність в Сонячній системі важких та надважких елементів  і, зокрема, їхніх недовговічних  радіоактивних ізотопів.

  Припускається, що ці ізотопи могли бути продуктами потужних ядерних реакцій, які відбуваються лише внаслідок вибуху масивних зірок, перетворюючи останні в “наднові”.

  Коли  Сонце досягло певних розмірів, в  його надрах почалися термоядерні реакції  з перетворенням водню в гелій. Для молодих зірок, особливо масивних, властивим є на даній стадії розвитку губити частину речовини у вигляді “зоряного вітру”. Стосовно Сонця – це сонячний вітер.

  Прикладом такої зірки, яку мають можливість сьогодні спостерігати астрономи, може служити зірка Тільця, окутана  щільною газопиловою туманністю. Навколо неї можуть утворюватися кільця на зразок кілець Сатурна.

  Космічна  речовина кілець конденсується спочатку в планетозималі, а пізніше – у планети та їх супутники, які виникають навколо найбільших планетозималей. 

  Рисунок 1.1 – Головні етапи еволюції протосонячної газовопилової хмари: I-первісна протосонячна туманність і зірка, яка стала в подальшому «надновою» (понад   4,7 млрд років тому); II- протосонячна туманність потрапила в сферу дії «наднової» (4,7 млрд років тому);  III-у виведеній із рівноваги протосонячній туманності почалися процеси впорядкування, акреції «реліктової» речовини туманності і дещо пізніше конденсації речовини «наднової» і «вторинної» речовини (4,7 млрд. років тому); IV-центральний згусток перетворився в Сонце, почалося формування Сонячної системи (4,6—4,5 млрд років тому) 

  Протопланетна туманність, що обгортає Сонце, і саме Сонце, на початкових стадіях існування Сонячної системи характеризувалося швидким обертанням, але поступово магнітогідродинамічні сили сповільнили обертання Сонця та перерозподілили момент кількості руху в Сонячній системі. 

  Таким чином, найвірогідніша схема утворення Сонячної системи включає такі етапи:

  * утворення Сонця і сплющення  міжзоряної газопилової туманності, яка обертається навколо нього  під впливом близького вибуху  “наднової” зірки;

  * еволюцію Сонця та навколосонячної  туманності з передачею електромагнітним  або турбулентно-конвективним шляхом моменту кількості руху від Сонця планетам;

  * конденсацію “пилової плазми” у кільця навколо Сонця, а матеріалу кілець – у планетозималі;

  * подальшу конденсацію планетозималей в планети;

  * повторення подібного процесу  навколо планет з утворенням  їхніх супутників.

  На  сьогоднішній день вважається, що весь процес зародження планет  порівняно  з подальшою еволюцією Сонячної системи відбувався відносно швидко, і його тривалість не перевищувала більше 100 млн років.

  Близькість  до Сонця спричинила втрату внутрішніми  планетами летких речовин, чому сприяли  як високі температури, так і сонячний вітер. Це пояснюють, в основному  залізосилікатний склад планет, а також вторинне походження їхньої атмосфери, яка є продуктом дегазації надр цих планет. Згідно з даними вивчення ізотопного складу благородних газів (аргону та ксенону) формування атмосфери розпочалося близько 4,4 млрд років тому, відповідно цю вікову межу можна також вважати початком утворення на Землі води.  

  2. Шкала геологічного  часу (геологічна  хронологія) 

  Геологія  — історична наука, і одним  із її основних завдань є відтворення значних подій, які мали місце протягом тривалої історії розвитку нашої планети. Документами для реконструкцій геологічного минулого служать гірські породи і скам'янілі органічні рештки, що містяться в них. Тому дуже важливим є встановлення віку цих порід. Розрізняють відносний і абсолютний вік гірських порід. Відносний свідчить про які породи давніші, а які молодші. Абсолютний встановлює вік гірських порід в одиницях часу (у роках). Відносний вік визначається за допомогою декількох методів.

  Методи  відносної хронології. Основу одного із методів відносної геохронології – стратиграфічного–заклав  у 1669 р. датський вчений Нільс Стенсен (Стено), який встановив закон послідовності нашарування осадових гірських порід, згідно з яким усі шари, що нижче залягають, давніші, тобто утворилися раніше шарів, що вище залягають. Метод дає змогу встановлювати відносний вік шарів гірських порід на невеликих ділянках, наприклад в одному відшаруванні. Якщо ж доводиться зі- ставляти осадові товщі, розміщені на значних відстанях одна від одної, то тоді використовують петрографічний, або літологічний, метод, який ґрунтується на вивченні і порівнянні складу гірських порід. Однак навіть шари одного віку, які формувалися в одній водоймі, скажімо в шельфовій зоні моря, на значних відстанях можуть змінюватися за складом внаслідок варіації умов осадконагромадження. У таких випадках більш надійним методом паралелізації осадових шарів є палеонтологічний. Палеонтологічний метод ґрунтується на вивченні скам'янілих решток організмів, захоронених у шарах осадових порід.

  Протягом  тривалої геологічної історії Землі органічний світ пережив складну еволюцію — певні групи організмів у ті чи інші періоди населяли окремі території чи поширювалися по всій планеті, відбувалися вимирання одних груп, і на зміну їм приходили нові угруповання (більш пристосовані до змінених умов фізико-географічного середовища). Значна кількість організмів, а точніше їх тверді рештки (панцирі, черепашки, зуби, скелети та їх фрагменти) захоронювалися в одновікових шарах осадових порід, піддавалися процесам скам'яніння. Слід мати на увазі, що не всі викопні рештки можуть бути використані як індикатори віку порід, в яких вони знайдені, багато організмів еволюціонували впродовж дуже тривалого часу, і часто одні й ті самі організми розміщуються в різновікових шарах. Для встановлення відносного віку гірських порід використовують лише так звані керівні форми, тобто такі організми, які розвивалися у відносно короткий проміжок часу і мали широке географічне поширення. Палеонтологічний метод був введений у науку ще на початку XIX ст. англійцем В. Смітом і детально опрацьований пізніше французькими палеонтологами Ж- Кюв'є і А. Броньяром.

  На  основі стратиграфічного і палеонтологічного  методів геологами багатьох країн XIX ст. була проведена величезна робота щодо розчленування та ідентифікації товщ осадових порід різних ділянок Землі (в основному в Європі). Як наслідок, була складена стратиграфічна шкала (затверджена на II і VIII сесіях Міжнародного геологічного конгресу в 1881 і 1900 pp.), яка відбиває послідовність нашарування пластів осадових порід різного відносного віку. В шкалі були виділені стратиграфічні одиниці різних рангів і відповідні їм геохронологічні підрозділи, які показували час формування тієї чи іншої стратиграфічної одиниці. У подальшому, у зв'язку з появою нових фактичних матеріалів, геохронологічна та стратиграфічна шкали уточнялися, до них вносилися нові підрозділи і в даний час вони мають такий вигляд (табл. 2.6).

  Назви, наведені в шкалі першими, відповідають геохронологічним підрозділам, другі (в дужках) — стратиграфічним. Згідно зі шкалою вся геологічна історія Землі розділена на ряд природних інтервалів, кожному з яких відповідає певний етап у розвитку органічного світу (еони, ери, періоди, епохи). У кінці кожного з інтервалів відбувалися великі зміни в складі органічного світу (вимирання одних груп організмів і поява нових). Кожному з виділених геохронологічних етапів відповідає певна товща осадових порід зі своїм комплексом керівних форм, тобто стратиграфічні підрозділи (еонотема, група, система, відділ).

  Найбільшими одиницями шкал е еони (еонотеми): архейський, протерозойський, фанерозойський. Часто відрізок часу, що охоплює архей і протерозой, називають докембрієм. Розчленування архею ускладнюється сильним метаморфізмом порід, які складають його, і збідненістю останніх органічними рештками. Тому його ділять лише на ранній (катархей) і пізній архей. Протерозойський еон, завдяки більшій насиченості органічними рештками, стратифікується вже більш впевнено – виділяють  ранній і пізній протерозой; останній, у свою чергу, поділяється на рифей (від давньої назви Уралу) і венд (назва слов'янського племені).

  У складі фанерозою виділяють три ери і відповідні їм групи систем: палеозойську – еру  давнього життя, мезозойську – еру  середнього життя і кайнозойську — еру нового життя. Ери поділяють на 12 періодів, найменування яким присвоєні за назвами місцевостей, де вони вперше були вивчені (кембрійський — за давньою назвою півострова Уельс, девонський — графство Девоншир в Англії, пермський — Пермська губернія в Росії, юрський— гори в Швейцарії та Франції), за назвою племен, що населяли райони Англії, де вивчалися відповідні розрізи (ордовики, силури), або за характерними породами, утвореними в даний проміжок часу (кам'яновугільний, крейдовий). Відособлено стоять назви періодів тріасовий (потрійний), палеогеновий (давньонароджений), неогеновий (новонароджений) і антропогеновий (період, коли з'явилася людина).