I. Земята – произход, форма, състав и строеж 4 часа Произход на Земята. Химичен състав. Форма и размери на Земята. Модел на Земята. Релеф



Дата22.10.2018
Размер259.32 Kb.
I. Земята – произход, форма, състав и строеж - 4 часа

Произход на Земята. Химичен състав. Форма и размери на Земята. Модел на Земята. Релеф
ПОИЗХОД НА ЗЕМЯТА

1. Произход на Слънчевата система


Хипотезите за произхода на земята се изграждат на базата на реконструкции основани на наблюденията, които правим сега, 4.5 милиарда милиарди години след събитието. Тези наблюдения са обобщени по-долу и всяка хипотеза трябва да свърже в логична система идентифицираните факти, дадени по-долу:

  1. Слънчевата система е плоска, а планетите обикалят около Слънцето в една посока.

  2. Има два типа планети - вътрешни и външни, като скалистите са по-близо до Слънцето, а газовите или течните по-далеч.

  3. Съставът на външните планети е подобен на този на Слънцето.

  4. Никой от обектите в Слънчевата система, или поне от тези, чиято възраст е определена, не е по-стар от 4.5 милиарда години.



фиг. 1 Снимка на междузвезден облак, който може да е подобен на този, от който се е образувала Слънчевата система
    Споменали сме само най-важните наблюдаеми характеристики, които нашата теория трябва да обясни. Голямо количество допълнителна информация можем да почерпим от структурата на астероидите, броя на кратерите по планетните и спътниковите повърхности, и подробния химичен състав на атмосферите и повърхностните скали.

    Сега приетата теория за произхода на Слънчевата система идва от теории предложени през 18 век от великия немски философ Имануел Кант и френския математик Пиер Симон Лаплас. Кант и Лаплас, независимо един от друг, предложили това, което сега наричаме хипотеза за Слънчевата мъглявина, според която Слънчевата система е произлязла от въртящ се плосък диск от газ и прах като от външните части на облака са се образували планетите, а от централната част Слънцето. Тази теория предлага естествено Обяснение за плоската форма на системата и общата посока на движението на планетите около звездата.

    Съвременната форма на теорията твърди, че Слънчевата система се е родила преди 4.5 милиарда години от междузвезден облак - огромно количество въртящи се газ и прах (фиг. 1). Такива облаци не са рядкост дори и днес, а астрономите смятат, че всички звезди са се образували от тях. Въпреки че основната тема на тази статия е образуването на Слънчевата система, трябва да имаме в предвид, че нашата теория би трябвало да е приложима за повечето звезди, които имат планети или поне обкръжаващи дискове от газ и прах, от които могат да се образуват планети.


1.1
Междузвездни облаци

    Тъй като междузвездните облаци са суровия материал на Слънчевата система, ще трябва да ги опишем по-подробно. Въпреки че съществуват облаци със различни форми и размери, диаметърът на този, от който се е образувала Слънчевата система вероятно е бил около няколко светлинни години, а масата му е била два пъти по-голяма от сегашната маса на Слънцето. Ако нашия облак е бил като типичните облаци, които наблюдаваме сега, то съставът му е бил около 71% водород, 27% хелий и следи от малки количества други елементи като въглерод, кислород и силиций. Освен газове, междузвездните облаци съдържат и дребни прахови частици, наречени междузвездни зрънца.

    Междузвездните зрънца варират по размер от големи молекули до микрометри или повече и са съставени от смес от силикати, железни съединения, въглеродни съединения и воден лед. астрономите узнават за наличието на тези вещества от спектралните линии, които се виждат в звездната светлина, преминала през плътни прахови облаци. Освен това, наскоро, в древни метеорити бяха открити междузвездни прахови зрънца, включително и малки диаманти. Тези преки доказателства и данните от спектралните линии показват, че елементите се срещат в пропорции, подобни на тези, които наблюдаваме при Слънцето. Това подсказва, че планетите и Слънцето може да са се образували от междузвезден облак.

    Облакът започнал да се трансформира в Слънце и планети когато гравитационното привличане в най-плътните му части го накарало да започне да колапсира навътре (фиг. 2А). Колапсът може да е бил подпомогнат и от близка експлодираща звезда или сблъсък с друг облак. Както и да е започнал колапса, материята не се е свлякла директно към центъра. Тъй като облака се въртял, той се сплескал (фиг. 2В).

Сплескването се получило, защото въртенето забавяло колапса перпенидулярно на оста на въртене на облака. Подобен ефект се наблюдава в старомодна пицария, където готвачът подхвърля тестото със завъртане за да го оформи като диск.

фиг. 2 Рисунка, изобразяваща А, колапса на междузвезден облак и В, сплескването му
   1.2 Образуване на Слънчевата мъглявина

    Били необходими няколко милиона години за да се превърне облака във въртящ се диск с изпъкналост в средата. Дискът се нарича Слънчева мъглявина, а когато се сгъстил от него се образували планетите. Изпъкналостта пък се превърнала в Слънцето. Това обяснява първата очевидна характеристика на Слънчевата система - дискообразната й структура, която споменахме в началото на статията.

    Диаметърът на Слънчевата мъглявина вероятно е достигал 200 AU, а дебелината му, вероятно 10 AU. Вътрешните части били горещи, загрявани от младото Слънце, но външните били студени, много под точката на замръзване на водата. Доста сме сигурни за размерите и температурите, защото наблюдаваме подобни дискове около звезди като ß Pictoris (фиг. 3). Въпреки че снимката е зърнеста и подробностите са малко, можете да видите диска.

Диаметърът на Слънчевата мъглявина вероятно е достигал 200 AU, а дебелината му, вероятно 10 AU. Вътрешните части били горещи, загрявани от младото Слънце, но външните били студени, много под точката на замръзване на водата. Доста сме сигурни за размерите и температурите, защото наблюдаваме подобни дискове около звезди като ß Pictoris (фиг. 3). Въпреки че снимката е зърнеста и подробностите са малко, можете да видите диска.





фиг. 3 Снимка на праховия диск около младата звезда ß Pictoris. Черното кръгче блокира светлината от звездата, която иначе би скрила с блясъка си диска
1.3 Сгъстяване на мъглявината

    Сгъстяване наблюдаваме когато газ се охлади и молекулите му се слепят, образувайки течно или твърдо вещество. За да се осъществи този процес газът трябва да се охлади под определена критична температура (стойността на която зависи от сгъстяващото се вещество и налягането). Например, да предположим, че имаме облак изпарено желязо с температура 2000 К. Ако го охладим до около 1300 К, ще започнат да се образуват дребни късчета желязо. Ако охладим газ от силикати до около 1200 К, ще започнат да се образуват дребни късчета скалинят материал.

    При по-ниски температури ще се сгъстят други субстанции. Водата, например, се сгъстява при стайна температура, както можете да видите когато пара излиза от врящ чайник. В този случай водните молекули в горещата пара влизат в контакт с по-хладния въздух от стаята. С охлаждането на изпарената вода молекулите й започват да се движат по-бавно и когато се сблъскват една с друга електричните сили ги съединяват, отначало по двойки, после на по-големи образувания и накрая в малки капчици, които съставляват облака, излизащ от чучура на чайника.

    Важна характеристика на сгъстяването е, че когато се охлажда смес от изпарена материя, веществата с най-висока температура на изпарение се сгъстяват първи. Следователно когато смес от газообразни желязо, силикати и вода се охлади, първо ще се образуват железни зрънца (при около 1300 К), после силикатни (при около 1200 К), а когато температурата спадне до няколко стотин К ще се образуват и капки вода. Подобен ефект можем да наблюдаваме като поставим буркан пилешка супа във фризер. Първо замръзва мазнината, после бульона, а накрая месото.

    Процесът на сгъстяване може да бъде спрян ако температурата не спадне достатъчно ниско. Ако вземем по-горния пример, ако температурата не спадне под 500 К, водата няма да се сгъсти и единствените сгъстени вещества ще са желязото и силикатите.

    По подобна схема протекло сгъстяването в Слънчевата мъглявина с охлаждането й след колапса в диск. Но тъй като температурата от покрайнините на Слънцето почти до орбитата на Юпитер не спаднала достатъчно, водата и други вещества с подобен строеж не могли да се сгъстят в тази част от мъглявината. От друга страна желязото и силикатите, които се сгъстяват дори при относително високи температури, можели да се сгъстят навсякъде в диска. Мъглявината се разделила на две части: вътрешна, състояща се от желязо и силикати и външна, състояща се също от силикати и желязо, но и от ледове и замръзнали газове (фиг. 4). Вода, водород и други лесноизпарими субстанции се срещали в газовата си форма и във вътрешната част на мъглявината, само че не можели да образуват сгъстени частици там. Въпреки всичко обаче, някои от тези субстанции химически се свързали със силикатните зрънца и следователно скалистия материал, от който се образували вътрешните планети съдържал в себе си и малки количества вода и други газове.

фиг. 4 Представата на художника за сгъстяването на Слънчевата мъглявина и образуването на скалистите и ледените планети
1.4 Акреция и планетезимали

По време на следващата фаза на планетообразуване, малките частици, които са се образували при сгъстяването на мъглявината, трябва да са започнали да се прилепят една към друга, образувайки по-големи парчета. Този процес наричаме акреция (натрупване).

    Акрецията прилича на правенето на снежен човек. Отначало вземате шепа снежинки и правите снежна топка. После прилепяте още сняг към топката като с търкаляте по земята. Колкото по-голяма е станала топката, толкова по-лесно става да прибавяте още сняг към нея и тя бързо нараства.

    По подобен начин малките зрънца в Слънчевата мъглявина се залепяли едно към друго и образували по-големи зрънца, които пък от своя страна се слепяли и образували бучки. Вероятно частиците са били удържани една към друга от електрични сили, подобни на тези, които карат мъхчетата да полепват по дрехите ви. Последващи сблъсъци, стига да не са били много силни, позволили на малките частици да нарастнат до размери от няколко милиметра до километри (фиг. 5А). По-големите обекти се наричат планетезимали (което означава малки планетоподобни тела). Големите планетезимали били достатъчно масивни за да може гравитацията да подпомага растежа им като привлича към тях допълнителен материал. Това довело до неимоверно нарастване на вече големите тела. Тъй като тези, намиращи се близо до Слънцето били от силикати и желязо, а тези, намиращи се по-далеч имали и ледени обвивки, разделяме планетезималите на два типа: скалисто-железни и ледно-скалисто- железни. Това води до второто наблюдение, от тези, направени в началото на статията - има два типа планети - както е и описано по-долу.




фиг. 5
1.5 Образуване на планетите

Планетите се образували от сблъскващите се планетезимали. Компютърни симулации показват, че някои от сблъсъците довеждали до разбиването на двете тела, но по-слабите удари водели до съединяване.

    Съединяването увеличило Масата и гравитационното привличане на планетезималите. Това допълнително спомогнало разтежа им и довело до образуване на райони на натрупване на планетезимали. В тези райони растежа бил дори по-бърз и за около 100 000 години се образували по-големите тела (фиг. 5В).

    Нарастването на планетите било особено бързо във външните части на Слънчевата мъглявина. Там имало повече материал, от който планетезималите да нарастнат, защото ледът бил около 10 пъти повече от силикатите и желязото и следователно, на теория, те са можели да станат 10 пъти по-големи от тези, намиращи се във вътрешните части на Слънчевата мъглявина.


    Освен това, когато една планета достигне до маса и диаметър, малко по-големи от земните, тя може да привлича газове и да ги задържа в атмосфера около себе си. Тъй като водородът бил най-разпространеният елемент в Слънчевата мъглявина, планетите, които били достатъчно големи за да го привличат и задържат нарастнали неимоверно повече от тези, които се образували само от твърди материали. Вероятно Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун започнали живота си като тела от лед и скали, приблизително равни по размер със Земята, но гравитационното им привличане довело до образуването на големите водородни обвивки, които можем да наблюдаваме днес. По-малките и по-топли тела от вътрешостта на Слънчевата мъглявина не можели да задържат водород и впоследствие той бил отнесен. Това обяснява третото наблюдение - външните планети приличат по състав на Слънцето.
    Увеличаващите се маса и гравитационно привличане на планетите променили вътрешната им структура, създавайки железните ядра на вътрешните планети и скалисто-железните ядра на външните. Желязното ядро на Земята вероятно се е образувало посредством диференциация. Отначало нашата планета била смес от подобен процес се е развил при всички вътрешни планети, а разтапянето е било причинено от радиокативното затопляне на планетните вътрешности и от жестоките скали и желязо, но те се разделили когато Земята се разтопила. Тогава желзото (поради по-голямата си плътност) потънало и образувало ядрото. Почти е сигурно, че сблъсъци с планетезималите. Такива сблъсъци отделят топлина чрез освобождаване на гравитационна енергия.

    Гравитационна енергия се освобождава винаги когато нещо падне. Ако например тухла падне върху кутия с топки за тенис, ударът разпръсква топките във всички посоки, придавайки им кинетична енергия - енергията на движението. По същия начин падащите върху планетна повърхност планетезимали отдават енергия на атомите от кората - енергия, която се проявява като затопляне. Лесно можете да демонстрирате, че ударите затоплят - просто ударете десетина пъти с чук един стоманен гвоздей. После го допрете до устните си и ще усетите, че той чувствително се е затоплил. Представете си какво затопляне се поражда когато тяло с размерите на планина се сблъска с планета. Така породената топлина и радиоактивното затопляне разтапят планетата и й позволяват да се диференцира. Резултатът от диференциацията са железните ядра и скалистите мантии на вътрешните планети. Подобни процеси вероятно са действали и при външните планети.


    Въпреки че гореописания сценарий обяснява точно много от това, което наблюдаваме днес, някои астрономи предлагат леко модифицирана теория за образуването на планетите. Те смятат, че Слънчевата мъглявина дълго време не се охладила и, че железния прах се е образувал много преди силикатите да могат да се сгъстят. Ако това е вярно първите планетезимали трябва да са били от желязо.

    Железните тела започнали да се съединяват, образувайки сегашните ядра на планетите. По-късно, когато мъглявината се охладила, сгъстените силикати започнали да се натрупват върху железните ядра. Коя теория е вярна, натрупване последвано от диференциация или обратното, все още е неизвестно.


1.6 Образуване на луни

    Луните на външните планети вероятно са се образували от планетезимали, обикалящи около тях. След като едно тяло стане достатъчно масивно за да може гравитационната му сила да привлича допълнителен материал, то бива заобиколено от отломки. Следователно образуването на луните било умалена версия на образуването на планетите.

    И четирите гигантски планети имат плоски спътникови системи, в които спътниците (с някои изключения) орбитират в една и съща посока. Много от тези спътници са с размерите на Меркурий и ако обикаляха около Слънцето щяха да бъдат смятани за пълноправни планети. Някои от тези тела дори имат атмосфери, но масата им е прекалено малка за да могат да натрупат водород и други газове, подобно на планетата, около която обикалят. Вследствие тези луни са съставени основно от скали и ледове и имат твърди повърхности. Повърхности, които като цяло са осеяни с кратери, а в някои случаи дори показват следи от вулканична активност. Тези отдалечени луни в бъдеще могат да станат бази за изучаване на гигантските планети, на които така или иначе няма как да се приземим.
1.7 Последни фази на планетообразуване

    Последният етап от планетообразуването бил "порой" от планетезимали, който образувал големите кратери като тези, които наблюдаваме по Луната и по другите тела с твърди повърхности.

    Понякога "валящите" тела били толкова големи, че не просто обраували кратер. Например Луната може да се е образувала при сблъсък между Земята и тяло с размерите на Марс. Меркурий пък може да е загубил кората си при масивен удар. Необичайния наклон на осите на Уран и Плутон също може да е причинен от  сблъсък с планетезимал. Накратко казано планетите и луните са били брутално обсипани от оставащите планетезимали.
1.8 Луната

Ето накратко някои физически данни за нашия спътник:

      Средното разстояние от Луната до Земята е 384 400 км. Луната прави една обиколка около Земята за 27 денонощия, 7 часа, 43 минути и 12 секунди - един сидерически месец. Но интервалът между две едноименни лунни фази (между две новолуния) е по-дълъг - 29 денонощия, 12 часа, 44 минути и 3 секунди, което е един синодически /лунен/ месец. Причината за това закъснение е, че Луната обикаля около Земята в същата посока, в която и Земята около Слънцето. Докато Луната обиколи Земята веднъж, нашата планета изминава известен път по своята орбита. Затова до момента на следващата едноименна фаза от гледна точка на земен наблюдател, Луната ще трябва да измине допълнителен път - малка част от следващата си обиколка.

    Лунната орбита е наклонена спрямо равнината на земния екватор на 5о и 8'. Луната е четири пъти по-малка от Земята по диаметър и 81 пъти по-малка по маса. Средната й плътност е 3.34 гр/см3, т.е. по-малка от земната. Периодът на околоосното въртене на Луната съвпада с периода на обикалянето й около Земята, затова Луната е обърната винаги с една и съща страна към нас!

      Гравитационното привличане на лунната повърхност е 6 пъти по-слабо от това на Земята, поради което Луната не би могла да задържи атмосфера около себе си. Денят на Луната трае две земни седмици, през което време лунната повърхност по екватора се нагрява до +120оС. През двуседмичната нощ обаче, температурата й се понижава до -150оС. При пълно лунно затъмнение температурните промени са още по-резки. Докато земната сянка покрива Луната, само за 1.5 - 2 часа, температурата там спада с 200о. Поради тези редуващи се температурни разлики, повърхностният слой на Луната е порест (шуплив).

      Дори с невъоръжено око можем да видим върху Луната тъмни и светли области. Светлите са наричат материци и представляват неравни планински райони. Тъмните области са обширни равни безводни долини, наречени въпреки това морета. Моретата са назовани със странни имена - Море на яснотата, Море на изобилието, Море на влажността и пр. Ако наблюдаваме Луната през телескоп при увеличение 100 пъти, по нейната повърхност ясно ще различим няколко типа обекти - множество малки кратери, по-големи кратери във вид на пръстеновидни планини - циркуси, понякога с централни възвишения в тях и множество планински вериги. Лунните кратери носят имена на древни и по-съвременни учени - Кеплер, Коперник, Платон, Аристарх и пр. Планинските вериги носят имена на земни планини - Алпи, Карпати, Пиренеи и др.





Фиг.6 Някои от обектите по сверното полукълбо на Луната, така както се виждат няколко денонощия преди пълнолуние.
      Най-много подробности върху Луната можем да наблюдаваме от момента, когато тя е като тънък сърп, до няколко денонощия преди пълнолуние и после, при стареенето й - до новолуние. Тогава в полусянката между осветената и тъмната част на лунния диск (т. нар. терминатор), неравностите по повърхността се осветяват косо от Слънцето и хвърлят дълги сенки, правещи картината релефна и впечатляващо контрастна. Тогава циркусите изглеждат със стръмни склонове и като че ли по-дълбоки, което обаче не пресъздава реалният им вид! Техните действителни диаметри са от 50 до над 100 км и са доста по-големи в сравнение с височината на окръжаващите ги валове, която е само километър - два! При такова косо осветление можем да подценим други типове обекти! При увеличения около и над 200 пъти, на някои места по Луната можем да видим тънки, едва забележими пукнатини, които в действителност са огронми пропасти, прорязващи лунните долини. Такава е например "Правата стена" - дълга отвесна пропаст дълбока 300 метра!
ФОРМА И РАЗМЕРИ НА ЗЕМЯТА

 

         Когато се говори за формата на земята, има се предвид не нейната физическа повърхност с всички неравности (планини, долини и пр.), а някаква въображаема повърхнина, съвпадаща със средното ниво на океаните и моретата, мислено продължена по сушата при условие, че във всяка нейна точка тя е перпендикулярна на отвесната линия, т.е. на посоката на силата на тежестта. Тази въображаема повърхнина се нарича нивоповърхнина, а геометричното тяло, ограничено от нея, се нарича ГЕОИД (от гръцкото "ge" - земя, "eidos" - вид).



         По форма геоидът представлява неправилно кълбовидно тяло, което не може да се изрази с прости математически формули. Установено е обаче, че по форма геоидът съвсем малко се различава от ротационния елипсоид, т.е. геометрично тяло получено от завъртването на елипса около малката й ос. Ето защо на практика формата на Земята се приема за елипсоид, който се нарича ЗЕМЕН ЕЛИПСОИД или СФЕРОИД.

         Различните страни са приели различни по размери земни елипсоиди. При избирането на земен елипсоид за една или друга страна се изхожда от това, повърхнината на същия да съвпаданай-добре с повърхнината на геоида за нейната територия. Такъв частен земен елипсоид се нарича РЕФЕРЕНТЕН ЕЛИПСОИД.

         Размерите на референтния елипсоид имат голямо практическо значение за създаването на точни топографски карти.

         В България за основа на създаването на топографски карти е приет ЕЛИПСОИДЪТ НА КРАСОВСКИ. Елипсоидът има следните размери:

          - голяма (екваториална) полуос а=6 378 245 м;

          - малка (полярна) полуос   в=6 356 863 м;

          От тези данни се вижда, че земната ос е по-къса от диаметъра на земния екватор с около 43 км. За практически работи, които не изискват особена точност, формата на Земята се приема за сфера с приблизителен радиус 6371,11 км и с повърхнина около 510 млн. кв. км.

1. Основни точки върху земната сфера

           Мислената линия, около която земята извършва денонощното си въртене, се нарича ЗЕМНА ОС, а краищата й - ГЕОГРАФСКИ ПОЛЮСИ (северен P и южен P1).

         Мислената равнина, минаваща през центъра на земята, която е перпендикулярна на земната ос, се нарича РАВНИНА НА ЗЕМНИЯ ЕКВАТОР. Тази равнина пресича земната повърхност поокръжност, наречена ЕКВАТОР. Равнината на екватора разделя земята на две полукълба - СЕВЕРНО И ЮЖНО.

         Линиите, получени от пресичането на земната повърхност с мислени равнини, успоредни на равнината на екватора, се наричат ПАРАЛЕЛИ.

         Пресичането на земната повърхност с мислени равнини, минаващи през земната ос, дава линии, наречени географски или истински МЕРИДИАНИ. За начален, т.е. НУЛЕВ МЕРИДИАН се приема меридианът, минаващ през обсерваторията ГРИНУИЧ (близо до ЛОНДОН). ГРИНУИЧКИЯТ МЕРИДИАН разделя земята на две полукълба - ИЗТОЧНО И ЗАПАДНО.


Фиг.7 Географски координати
         Мрежата от взаимно пресичащи се меридиани и паралели се нарича ГЕОГРАФСКА МРЕЖА.

         При земната сфера дължината на дъга 1 градус (1 минута) по меридианите и екватора може да се получи от съотношението 2¶R/360 (градуса), в което като се замести R=6371,11 км, се получава: дъга по меридианите при екватора 1=111,18 км, а дъга 1'=1852 м = 1 морска миля.

 

1.1 Картата – хоризонтално избражение на местността

 

         Физическата земна повърхност представлява много сложна повърхнина. За да се изобрази тази повърхност върху равнина, т.е. върху карта, е необходимо най-напред тя да се проектира ортогонално (чрез отвесни линии) върху нивоповърхнината, т.е. върху повърхнината на геоида. Полученото по този начин изображение се нарича ХОРИЗОНТАЛНО ИЗОБРАЖЕНИЕ НА МЕСТНОСТТА. Това изображение се пренася върху повърхнината на референтния елипсоид, който с помощта на картографски проекции се разгъва в равнина.



         Същността на хоризонталното изображение на местността се състои в проектирането на всяка точка от земната повърхност, перпендикулярно върху хоризонтална равнина. При това, ако линиите от местността са хоризонтални, техните изображения върху проекционната равнина (картата) са равни на самите линии. Ако те са наклонени, хоризонталните им изображения са винаги по-къси от техните действителни дължини на местността, и то толкова по-къси, колкото ъгълът, който те сключват с проекционната равнина, е по-голям.

         При топографска снимка върху картата се нанасят мащабно, т.е. uзвестно умаление, хоризонталните изображения на всички линии и контури (очертания) на площите, като се проектират върху повърхнината на геоида (нивоповърхнината), която в границите на отделния картен лист се приема за хоризонтална равнина. Следователно в равнинна или слабо хълмиста местност, където наклоните на местността са малки, линиите от нея може практически да се отчитат за равни на техните хоризонтални изображения върху картата. Обаче в силно пресечена хълмиста и планинска местност при точни измервания на разстояния по картата е необходимо да се увеличават с известен процент.




СТРОЕЖ И ХИМИЧЕСКИ СЪСТАВ НА ЗЕМЯТА




1. Методи за изследване


Данните от преките изследвания за строежа на земята засягат само най-близките до повърхността части на земната кора. Те се получават чрез изследователски сондажи,чиято дълбочина засега не надминава 13 km. Това отнесено към радиуса на Земята показва, че директно може да се изследва една много малка част. Още по-незначителнелна е информацията получавана от дълбочинните шахти, едва до 3,5 km. Доказателства за структурата на Земята се извличат от наблюдения на поведението на сеизмичните вълни. При земетресенията се освобождават огромни количества енергия, които пораждат вълни, които преминават през планетата и могат да бъдат уловени на повърхността. Сеизмичните вълни се характеризират с различни амплитуди и скорости в различните скални пластове. Регистрирането на сеизмичните вълни дава информация за разположението на слоевете и подкрепя хипотезата за концентричния модел на вътрешния строеж на Земята и за съществуването на течно външно ядро, обвиващо най-вътрешното.



Фиг.8 Диаграма на вътрешния строеж на Земята

2. Общи данни

В центъра на Земята са намира ядро, изградено от желязо и никел. То е съставено от вътрешно и външно ядро. Външното ядро е течно, с температура около 3360° C. Вътрешното ядро е много по-горещо (до 4530° C). Предполага се, че то е плътно и твърдо, заради гигантското налягане, което според учените може би е 4-5 млн. пъти по-голямо от атмосферното налягане. Вътрешното и външното ядро съставляват 33,5% от цялата маса на Земята. Над ядрото е разположена мантията. Това е най-дебелият слой, обхващащ 66% от земната маса. Отдолу нагоре тя постепенно се променя, затова се разделя на долна и горна мантия. Най-външната част на горната мантия е изградена от твърди скали. Под тях е пластичната астеносфера. Тук температурата е над 1300° C и скалите са в разтопено състояние (магма). Веществата в астеносферата са в непрекъснато движение (конвекция). Над мантията е разположен най-външният твърд скален слой - земната кора. Различават се два типа земна кора - континентална и океанска. Континенталната кора изгражда земната суша (континентите). Тя е дебела средно 30-50 км, но има места, където дебелината й е само 20 км, а другаде, под планините (например Хималаите), е около 65 км. Наричат я още сиал, заради високото съдържание на силиций и алуминий в изграждащите я гранитни скали. Океанската кора (т.нар. сима) е много по-тънка (5-15 км), изградена главно от базалт, с високо съдържание на силиций, магнезий и желязо. Земната кора заедно с твърдата най-външна част на горната мантия се наричат литосфера.

Вътрешността на Земята, както и на другите вътрешни планети, е химически разделена на външна твърда кора, съдържаща предимно силиций, мантия, която има свойството бавно да тече поради високото налягане, под което се намира, течно външно ядро, което е много по-трудно течливо от мантията, и твърдо вътрешно ядро. Mагнитното поле на Земята се поражда именно във външното ядро поради конвекцията на електрично заредени частици.

Материал от вътрешността на Земята постоянно изригва на повърхността посредством вулкани и разломи по дъното на океаните. По-голямата част от земната кора е по-млада от 100 милиона години; най-старите части от кората обаче са на 4,4 милиарда години. [1].



Взета като цяло, Земята по маса се състои от:


желязо:

32,4

%

кислород:

28,2

%

силиций:

17,2

%

магнезий:

15,9

%

никел:

1,6

%

калций:

1,6

%

алуминий:

1,5

%

сяра:

0,70

%

натрий:

0,25

%

титан:

0,071

%

калий:

0,019

%

други елементи:    

3.53

%

3. Слоеве на Земята, атмосфера и хидросфера

3.1 Вътрешност


Във вътрешността на Земята температурата достига до 5270 келвина. Топлината във вътрешността на планетата е била отделена при първоначалното натрупване на материал при формирането й. (Виж гравитационна свързваща енергия) и след това допълнителна топлина се отделя чрез радиоактивното разпадане на елементи като уран, торий и калий. Топлината от вътрешността на Земята, която достига до повърхността й, е едва 1/20000 от енергията, получена от Слънцето.

  • 0-60 km — литосфера (варира между 5 и 200 км)

    • 0-35 km — кора (варира между 5 и 70 km)

  • 35-2890 km — мантия

    • 100-700 km — астеносфера

  • 2890-5100 km — външно ядро

  • 5100-~6378 km — вътрешно ядро

3.2 Ядро


Средната плътност на Земята е 5515 kg/m3, което я прави най-плътната планета в Слънчевата система. Плътността на повърхностния материал е около 3000 kg/m3, което сочи, че вътрешността е богата на тежки елементи. Непосредствено след формирането си пред около 4,5 милиарда години Земята е била почти изцяло разтопена, и в резултат на това под действието на гравитацията тежките елементи буквално са потънали към центъра, докато по-леките са „изплували“ на повърхността.. В резултат на това ядрото се състои почти изцяло от желязо (80%), никел и силиций. Други тежки елементи като олово и уран са или твърде редки, или имат тенденцията да се свързват химически с леки елементи и по този начин да останат в кората.

Ядрото е разделено на две части — твърдо вътрешно ядро с радиус около 1250 km и течно външно ядро, което обхваща вътрешното и има радиус около 3500 km. Смята се, че вътрешното ядро е твърдо заради огромното налягане, под което се намира. Някои учени считат, че то може би представлява един гигантски железен кристал. Външното ядро се състои от течно желязо и течен никел с примеси от леки елементи. Смята се, че конвекцията във външното ядро заедно с ефекта на Кориолис пораждат магнитното поле на Земята чрез процес, известен като теория на динамото. Вътрешното ядро е твърде горещо, за да задържа постоянно магнитно поле, но вероятно стабилизира магнитното поле на външното ядро.

По последни данни вътрешното ядро на Земята се върти малко по-бързо от останалата част на планетата — с около 2° за година.

3.3 Мантия


Земната мантия достига до 2890 km дълбочина. Налягането в най-дълбоките й части е около 1,4 милиона атмосфери (140 GPa). Тя се състои главно от елементи като желязо и магнезий. Тъй като точката на топене на дадено вещество зависи от налягането, под което то се намира, вътрешността на мантията е вероятно в твърдо състояние, а повърхността е полуразтопена. Визкозитетът на мантията варира между 21 и 24 Pa.s според дълбочината. Поради това горната част на мантията може да тече бавно.

Още една причина, която обяснява защо вътрешността на мантията е твърда, докато външната част е течна, е фактът, че точката на топене на желязото е по-висока, ако то съдържа примеси. Концентрацията на примесите нараства към повърхността и заради това тя е в течно състояние, докато вътрешността, която е почти чисто желязо, е твърда.


3.4 Кора


Кората е дебела от 5 до 70 km. Най-тънките й части са океанска кора, която се състои от гъсти желязно-магнезиеви силикати. Континенталната кора е по-дебела и по-лека от океанската и е съставена от натриеви, калиеви и алуминиеви силикати. Границата между кората и мантията се проявява като рязка промяна на скоростта на разпространението на сеизмичните вълни — ефект, известен под името граница на Мохорович. Смята се, че най-общо причината за ефекта е промяната на химичния състав на скалите.

3.5 Биосфера


Земята е единственото място, където със сигурност се знае, че има живот. Живите организми на Земята образуват Биосфера, за която се счита, че е започнала да съществува със зараждането на първите организми преди около 3,5 милиарда години. Биосферата е разделена на биоми, съставени от сродни растения и животни. Сухоземните биоми са разграничени един от друг предимно по географска ширина. Биомите на Арктика и Антарктика като цяло са бедни на растения и животни, докато най-богатите биоми са тези, разположени близо до Екватора.

3.6 Атмосфера


Земята има сравнително гъста атмосфера, съставена от 78% азот, 21% кислород, 1% аргон и примеси от други газове като например въглероден диоксид и водна пара.


Фиг.9 Слоеве на атмосферата
Атмосферата играе ролята на топлинен буфер между Земята и Слънцето. Газовото съдържание на атмосферата е нестабилно и се поддържа от биосферата. Изобилието на молекулен кислород се поддържа от растенията, които използват слънчевата енергия. Без тях цялото количество кислород с времето би реагирало с елементите на повърхността. Наличието на свободен кислород в атмосферата е доказателство за протичането на жизнени процеси.Височината, на която се намират атмосферните слоеве тропосфера, стратосфера, мезосфера, термосфера и екзосфера, варира в зависимост от географската ширина и от сезоните. Общата маса на атмосферата е около 5,1. 1018 kg или около 0,9 милионни части от общата маса на Земята.

3.7 Хидросфера


Земята е единствената планета в нашата Слънчева система, на която има вода. Тя покрива 71% от повърхността на Земята (97% от водата е солена и 3% — сладководна). На земната повърхност са обособени пет океана и седем континента. Земната орбита, вулканичната дейност, гравитация, парников ефект, магнитно поле и богата на кислород атмосфера заедно създават подходящи условия за съществуването на вода в три агрегатни състояния на земната повърхност.

Земята се намира на такова разстояние от Слънцето, че при отсъствието на естествен парников ефект (създаван главно от водни пари и въглероден диоксид), температурата на повърхността на планетата ще бъде под 0 градуса и всичката вода ще замръзне. Палеонтологични доказателства сочат, че преди милиарди години е имало период, в които естествения парников ефект на Земята е бил нарушен и океаните са били напълно замръзнали за период от 10 до 100 милиона години.

На други планети като Венера например водните пари в атмосферата са разрушени от слънчевата ултравиолетова радиация, поради което водородът е постоянно йонизиран и отнасян в междупланетното пространство от слънчевия вятър. Този ефект е бавен, но необратим, и с негова помощ учените обясняват липсата на вода на Венера. При отсъствието на водород кислородът реагира с повърхностния материал на планетата.

Високо в земната стратосфера тънкият слой озон поглъща почти изцяло ултравиолетовата радиация, идваща от Слънцето, като по този начин значително намалява йонизиращия ефект на радиацията върху водните пари. Озонът може да бъде получен само при наличието на свободен кислород в атмосферата и следователно е зависим от биосферата. Магнитното поле на Земята също помага, като блокира голяма част от слънчевия вятър.



Вулканичните изригвания допринасят за освобождаването на допълнителни количества водна пара и въглероден диоксид в атмосферата. Земната тектоника позволява водата и въглеродният диоксид в атмосферата да се рециклират обратно в мантията под формата на скали като варовик. Според съвременни изчисления цялото количество вода, което се съдържа в мантията, е около 10 пъти по-голямо от водата в световните океани. Общата маса на хидросферата (вода на повърхността на Земята) се изчислява на 1,4×1021 kg или 0,023% от общата маса на Земята.






Каталог: drago -> geophysics -> exam%20materials%202016-2017
drago -> Present simple past simple tense
drago -> Search earthquakes‘ в новосъздадената по-горе папка във формат. Csv
exam%20materials%202016-2017 -> Как да разпознаваме минералите дефиниция и класификация на минералите
exam%20materials%202016-2017 -> Пещери пещера́та
exam%20materials%202016-2017 -> Основни дефиниции в Географските информационни системи (гис). Историческо развитие на гис. Значение на гис в съвременното общество
exam%20materials%202016-2017 -> Същност на георадарния метод


Поделитесь с Вашими друзьями:


База данных защищена авторским правом ©obuch.info 2019
отнасят до администрацията

    Начална страница