Небулярная гипотеза: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
[отпатрулированная версия][непроверенная версия]
← Предыдущая правкаСледующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
м орфография
Нет описания правки
Строка 4: Строка 4:
Согласно небулярной гипотезе, звёзды образуются в массивных и плотных облаках [[водород|молекулярного водорода]] — [[молекулярное облако|гигантских молекулярных облаках]]. Они гравитационно неустойчивы, и материя сливается в более маленькие и плотные глыбы, которые затем оседают и образуют звёзды. Формирование звёзд представляет собой сложный процесс, в котором вокруг молодой звезды всегда создаётся газообразный [[протопланетный диск]]. Этот диск может родить планеты в определённых обстоятельствах, ещё не хорошо известных. Таким образом, формирование планетных систем считается естественным результатом формирования звёзд. Образование звезды вроде нашего солнца обычно занимает около 100 миллионов лет<ref name=Montmerle2006/>.
Согласно небулярной гипотезе, звёзды образуются в массивных и плотных облаках [[водород|молекулярного водорода]] — [[молекулярное облако|гигантских молекулярных облаках]]. Они гравитационно неустойчивы, и материя сливается в более маленькие и плотные глыбы, которые затем оседают и образуют звёзды. Формирование звёзд представляет собой сложный процесс, в котором вокруг молодой звезды всегда создаётся газообразный [[протопланетный диск]]. Этот диск может родить планеты в определённых обстоятельствах, ещё не хорошо известных. Таким образом, формирование планетных систем считается естественным результатом формирования звёзд. Образование звезды вроде нашего солнца обычно занимает около 100 миллионов лет<ref name=Montmerle2006/>.


[[Протопланетный диск]] является [[аккреционный диск|аккреционным диском]], продолжающим питать центральную звезду. Изначально очень жаркий, диск позже охлаждается в этапе так называемых [[Звезда типа T Тельца|звёзд типа T Тельца]]. Теперь возможно образование небольших [[пыль|пылинок]] из [[Горная порода|горных пород]] и льдов. В конечном итоге пылинки могут свёртываться в километровые [[планетезималь|планетезимали]]. Если диск достаточно массивен, начинаются неудержимые наслоения, что приводит к быстрому (от 100 до 300 тысяч лет) образованию [[протопланета|планетных зародышей]] размера Луны или Марса. Рядом с звездой планетные зародыши проходят через стадию насильственных слияний, производя несколько [[планеты земной группы|планет земной группы]]. Последний этап занимает около 100 миллионов до миллиарда лет<ref name=Montmerle2006/>.
[[Протопланетный диск]] является [[аккреционный диск|аккреционным диском]], продолжающим питать центральную звезду. Изначально очень жаркий, диск позже охлаждается в этапе так называемых [[Звезда типа T Тельца|звёзд типа T Тельца]]. Теперь возможно образование небольших [[пыль|пылинок]] из [[Горная порода|горных пород]] и льдов. В конечном итоге пылинки могут свёртываться в километровые [[планетезималь|планетезимали]]. Если диск достаточно массивен, начинаются неудержимые наслоения, что приводит к быстрому (от 100 до 300 тысяч лет) образованию [[протопланета|планетных зародышей]] размера Луны или Марса. Рядом с звездой планетные зародыши проходят через стадию насильственных слияний, производя несколько [[планеты земной группы|планет земной группы]]. Последний этап занимает примерно от 100 миллионов до миллиарда лет<ref name=Montmerle2006/>.


В [[1755 год]]у [[Иммануил Кант]], который был хорошо знаком с работой Сведенборга, развил эту теорию. Он считал, что туманность медленно вращается, постепенно сжимается и, благодаря гравитации, сплющивается, а со временем из неё формируются [[звезда|звёзды]] и [[планета|планеты]]. Похожая модель в [[1796 год]]у предлагалась [[Лаплас, Пьер-Симон|Пьером-Симоном Лапласом]].
В [[1755 год]]у [[Иммануил Кант]], который был хорошо знаком с работой Сведенборга, развил эту теорию. Он считал, что туманность медленно вращается, постепенно сжимается и, благодаря гравитации, сплющивается, а со временем из неё формируются [[звезда|звёзды]] и [[планета|планеты]]. Похожая модель в [[1796 год]]у предлагалась [[Лаплас, Пьер-Симон|Пьером-Симоном Лапласом]].

Версия от 14:08, 28 января 2013

Протопланетарный диск в туманности Ориона. Снимок изображения с телескопа «Хаббл»

Небуля́рная гипо́теза (от лат. nebula — туман) — наиболее широко принятая космогоническая модель, объясняющая формирование и эволюцию Солнечной системы. Существует доказательство того, что гипотеза была высказана в 1734 году Эммануилом Сведенборгом[1][2][3][4]. Изначально гипотеза применялась исключительно к Солнечной системе, но впоследствии её стали распространять на всю Вселенную[5] Широко признанным современным вариантом небулярной гипотезы является Модель солнечного небулярного диска или просто Солнечная небулярная модель[6].

Согласно небулярной гипотезе, звёзды образуются в массивных и плотных облаках молекулярного водорода — гигантских молекулярных облаках. Они гравитационно неустойчивы, и материя сливается в более маленькие и плотные глыбы, которые затем оседают и образуют звёзды. Формирование звёзд представляет собой сложный процесс, в котором вокруг молодой звезды всегда создаётся газообразный протопланетный диск. Этот диск может родить планеты в определённых обстоятельствах, ещё не хорошо известных. Таким образом, формирование планетных систем считается естественным результатом формирования звёзд. Образование звезды вроде нашего солнца обычно занимает около 100 миллионов лет[5].

Протопланетный диск является аккреционным диском, продолжающим питать центральную звезду. Изначально очень жаркий, диск позже охлаждается в этапе так называемых звёзд типа T Тельца. Теперь возможно образование небольших пылинок из горных пород и льдов. В конечном итоге пылинки могут свёртываться в километровые планетезимали. Если диск достаточно массивен, начинаются неудержимые наслоения, что приводит к быстрому (от 100 до 300 тысяч лет) образованию планетных зародышей размера Луны или Марса. Рядом с звездой планетные зародыши проходят через стадию насильственных слияний, производя несколько планет земной группы. Последний этап занимает примерно от 100 миллионов до миллиарда лет[5].

В 1755 году Иммануил Кант, который был хорошо знаком с работой Сведенборга, развил эту теорию. Он считал, что туманность медленно вращается, постепенно сжимается и, благодаря гравитации, сплющивается, а со временем из неё формируются звёзды и планеты. Похожая модель в 1796 году предлагалась Пьером-Симоном Лапласом.

Примечания

  1. ↑ Abruzzo, A. J. The Origins of the Nebular Hypothesis – Or, the Genesis of a Theoretical Cul-de-sac // The General Science Journal. — 2009.
  2. ↑ Swedenborg, E. Opera Philosophica et Mineralia (Principia). — 1734. — Т. I.
  3. ↑ http://www.newchurchhistory.org/articles/glb2007/baker.pdf
  4. ↑ См. также сноску номер 569 в The Swedenborg Epic. — New York: Bookman.
  5. ↑ 1 2 3 Montmerle, T., Augereau, J.-C., Chaussidon, M. et al. Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years // Earth, Moon, and Planets (Spinger). — 2006. — Vol. 98, № 1—4. — P. 39—95.
  6. ↑ Woolfson, M. M. Solar System – its origin and evolution // Q. J. R. Astr. Soc. — 1993. — Vol. 34, № 1—20. Для подробностях о позиции Канта, см. Kant's Cosmogony Re-Evaluated. — 1987. — Vol. 18, № 3. — P. 255—269.

Ссылки

Шаблон:Link FA

Шаблон:Link FA

Источник — https://ru.wikipedia.org/ruwiki/w/index.php?title=Небулярная_гипотеза&oldid=52023834