ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ С.Є.Шнюков Лекція 1 Космохімія та її зв’язок з геохімією Вступ (коротка характеристика дисципліни):    Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є базовою нормативною дисципліною, яка викладається у 6-му семестрі на.

Transcript ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ С.Є.Шнюков Лекція 1 Космохімія та її зв’язок з геохімією Вступ (коротка характеристика дисципліни):    Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є базовою нормативною дисципліною, яка викладається у 6-му семестрі на.

Slide 1

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 2

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 3

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 4

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 5

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 6

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 7

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 8

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 9

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 10

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 11

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 12

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 13

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 14

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 15

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 16

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 17

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 18

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 19

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 20

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 21

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 22

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 23

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 24

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 25

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 26

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 27

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 28

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 29

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 30

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 31

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 32

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 33

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 34

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 35

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 36

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 37

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 38

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 39

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 40

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 41

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 42

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 43

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 44

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 45

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 46

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 47

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 48

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 49

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 50

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 51

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 52

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 53

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 54

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 55

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 56

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 57

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 58

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 59

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 60

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 61

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 62

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 63

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 64

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 65

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 66

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 67

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 68

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 69

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 70

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 71

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 72

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 73

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 74

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 75

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 76

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 77

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 78

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 79

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 80

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 81

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 82

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 83

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 84

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 85

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 86

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 87

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 88

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 89

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 90

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 91

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 92

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 93

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 94

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 95

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 96

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 97

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 98

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 99

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 100

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 101

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 102

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 103

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 104

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 105

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 106

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Slide 107

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

Вступ

(коротка характеристика дисципліни):





Навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
базовою нормативною дисципліною, яка
викладається у 6-му семестрі на 3-му курсі при
підготовці фахівців-бакалаврів за спеціальністю
6.070700 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія).
Її загальний обсяг — 72 години, у тому числі лекції
— 34 год., самостійна робота студентів — 38 год.
Вивчення дисципліни завершується іспитом
(2 кредити ECTS).







Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної
системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є процеси та умови утворення і подальшого
існування хімічних елементів при виникненні зірок і планетних
систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі, планет земної
групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи
космохімії" є детальне ознайомлення студентів з сучасними
уявленнями про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті
та планетах Сонячної системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку
елементів при формуванні Сонячної системи, а також з
космохімічними даними (хімічний склад метеоритів, тощо), які
складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей геосфер
Землі.

Місце в структурно-логічній схемі спеціальності:
Нормативна навчальна дисципліна "Основи космохімії" є
складовою частиною циклу професійної підготовки фахівців
освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за спеціальністю
„Геологія” (спеціалізація „Геохімія і мінералогія”). Дисципліна
"Основи космохімії" розрахована на студентів-бакалаврів, які
успішно засвоїли курси „Фізика”, „Хімія”, „Мінералогія”,
„Петрографія” тощо. Поряд з іншими дисциплінами
геохімічного напрямку („Основи геохімії”, „Основи ізотопної
геохімії”, „Основи фізичної геохімії” тощо) вона складає чітку
послідовність у навчальному плані та забезпечує підготовку
фахівців освітньо-кваліфікаційного рівня "бакалавр" за
спеціальністю 6.040103 – геологія (спеціалізація - геохімія і
мінералогія) на сучасному рівні якості.

Тобто, має місце наступний ряд дисциплін:
Основи аналітичної геохімії – Методи дослідження
мінеральної речовини – Основи фізичної геохімія
– Основи космохімії – Основи геохімії – Основи
ізотопної геохімії – Геохімічні методи пошуків –
- Методи обробки геохімічних даних.
Цей ряд продовжується у магістерській програмі.

Студент повинен знати:








Сучасні гіпотези нуклеосинтезу, виникнення зірок та планетних систем.
Сучасні уявлення про процеси, які спричинили глибоку хімічну
диференціацію Сонячної системи.
Сучасні дані про розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та
Сонячній системі, джерела вихідних даних для існуючих оцінок.
Хімічний склад метеоритів та оцінки їх віку.
Сучасні дані про склад та будову планет Сонячної системи.

Студент повинен вміти:






Використовувати космохімічні дані для оцінки первинного складу Землі
та її геосфер.
Використовувати космохімічну інформацію для формування вихідних
даних, якими оперують сучасні моделі диференціації Землі, зокрема
геохімічні моделі поведінки елементів в системі мантія-кора.
Застосовувати наявні дані про склад та будову планет Сонячної системи
для дослідження геохімічної і геологічної еволюції Землі.

УЗАГАЛЬНЕНИЙ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИЙ ПЛАН
ЛЕКЦІЙ І ПРАКТИЧНИХ ЗАНЯТЬ:
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 1. «Розповсюдженість елементів у Всесвіті»
 1. Будова та еволюція Всесвіту (3 лекції)
 2. „Космічна” розповсюдженість елементів та нуклеосинтез (3 лекції)
 Модульна контрольна робота 1 та додаткове усне опитування (20 балів)
ЗМІСТОВИЙ МОДУЛЬ 2.
«Хімічний склад, будова та походження Сонячної системи»
 3. Будова Сонячної системи (4 лекції)
 4. Хімічна зональність Сонячної системи та її походження (5 лекцій)
 Модульна контрольна робота 2 та додаткове усне опитування (40 балів)


_____________________________________________________



Іспит (40 балів)



_________________________________________



Підсумкова оцінка (100 балів)

Лекції 34 год. Самостійна робота 38 год. !!!!!!

ПЕРЕЛІК РЕКОМЕНДОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ








Основна:
Барабанов В.Ф. Геохимия. — Л.: Недра, 1985. — 422 с.
Войткевич Г.В., Закруткин В.В. Основы геохимии. — М.: Высшая
школа, 1976. - 365 с.
Мейсон Б. Основы геохимии — М.: Недра, 1971. — 311 с.
Хендерсон П. Неорганическая геохимия. — М.: Мир, 1985. — 339 с.
Тугаринов А.И. Общая геохимия. — М.: Атомиздат, 1973. — 288 с.
Хаббард У.Б. Внутреннее строение планет. — М.: Мир, 1987. — 328 с.

Додаткова:






Войткевич Г.В., Кокин А.В., Мирошников А.Е., Прохоров В.Г.
Справочник по геохимии. — М.: Недра, 1990. — 480 с.
Geochemistry and Mineralogy of Rare Earth Elements / Ed.: B.R.Lipin
& G.A.McKay. – Reviews in Mineralogy, vol. 21. — Mineralogical Society
of America, 1989. – 348 p.
White W.M. Geochemistry -2001

Повернемось до об’єкту, предмету вивчення космохімії
та завдань нашого курсу:





Об’єктом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
хімічні елементи в умовах Всесвіту, Сонячної системи та її планет.
Предметом вивчення навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
процеси та умови утворення і подальшого існування хімічних елементів при
виникненні зірок і планетних систем, у першу чергу Сонячної системи, Землі,
планет земної групи, планет-гігінтів та зовнішніх планет.
Метою і завданням навчальної дисципліни "Основи космохімії" є
детальне ознайомлення студентів з сучасними уявленнями про
розповсюдженість хімічних елементів у Всесвіті та планетах Сонячної
системи, процеси нуклеосинтезу, поведінку елементів при формуванні
Сонячної системи, а також з космохімічними даними (хімічний склад
метеоритів, тощо), які складають підгрунтя сучасних геохімічних моделей
геосфер Землі.

У цих формулюваннях підкреслюється існування міцного
зв’язку між космохімією та геохімією

Так, порівняємо з об’єктом та предметом геохімії:



Об’єкт вивчення геохімії – хімічні елементи в умовах
геосфер Землі.
Предмет вивчення геохімії – саме умови існування
хімічних елементів у вигляді нейтральних атомів, іонів
або груп атомів у межах геосфер Землі, процеси їх
міграції та концентрування, в тому числі й процеси, які
призводять до формування рудних родовищ.

Наявність зв’язку очевидна.
Більш того, ми можемо сказати, що
геохімія є частиною космохімії

Зв’язок космохімії з іншими науками

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія

Петрологія

Космохімія

Астрономія

Прикладні
дисципліни
Астрофізика

Хімія
Фізика

Завдання для самостійної роботи:




Останні результати астрономічних
досліджень, що одержані за допомогою
телескопів космічного базування.
Галузі використання космохімічних
даних.

Література [1-5, 7], інтернет-ресурси.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Наступна лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 1

Попередня лекція:

Космохімія
та її зв’язок з геохімією

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Виникнення та
розвиток космохімії

Історія виникнення та розвитку космохімії
У багатьох, особливо англомовних джерелах ви можете зустріти ствердження , що КОСМОХІМІЮ як окрему
науку заснував після II Світової Війни (1940-ві роки) Херолд Клейтон Юрі. Справді, цей американський
вчений був видатною фігурою у КОСМОХІМІЇ, але його праці не охоплювали весь спектр завдань цієї
дисципліни, перш за все питання нуклеосинтезу та космічної розповсюдженості елементів. Дійсно:
Юри Хэролд Клейтон (29/04/1893 – 06/01/1981). Американский химик и геохимик, член Национальной АН США (1935). Р. в

Уокертоне (шт. Индиана). В 1911-1914 работал учителем в сельских школах. В 1917 окончил ун-т шт. Монтана. В 1918-1919
занимался научными исследованиями в химической компании «Барретт» (Филадельфия), в 1919-1921 преподавал химию в
ун-те шт. Монтана. В 1921-1923 учился в аспирантуре в Калифорнийском ун-те в Беркли, затем в течение года стажировался
под руководством Н. Бора в Ин-те теоретической физики в Копенгагене. В 1924-1929 преподавал в ун-те Дж. Хопкинса в
Балтиморе, в 1929-1945 - в Колумбийском унте (с 1934 - профессор), в 1945-1958 - профессор химии Чикагского ун-та. В 19581970 - профессор химии Калифорнийского ун-та в Сан-Диего, с 1970 - почетный профессор.
Основные научные работы относятся к химии изотопов, гео- и космохимии.
Открыл (1932) дейтерий, занимался идентификацией и выделением изотопов кислорода, азота, углерода, серы. Изучил (1934)
соотношение изотопов кислорода в каменных метеоритах и земных породах. В годы второй мировой войны принимал
участие в проекте «Манхаттан» - разработал методы разделения изотопов урана и массового производства тяжелой воды.
С конца 40-х годов стал одним из основателей современной планетологии в США.
В монографии «Планеты, их происхождение и развитие» (1952) впервые широко использовал химические данные при
рассмотрении происхождения и эволюции Солнечной системы. Исходя из наблюдаемого относительного содержания
летучих элементов, показал несостоятельность широко распространенной тогда точки зрения, согласно которой Земля и
другие планеты образовались из первоначально расплавленного вещества; одним из первых рассмотрел термическую
историю планет, считая, что они возникли как холодные объекты путем аккреции; выполнил многочисленные расчеты
распределения температуры в недрах планет. Пришел к заключению, что на раннем этапе истории Солнечной системы
должны были сформироваться два типа твердых тел: первичные объекты приблизительно лунной массы, прошедшие
через процесс нагрева и затем расколовшиеся при взаимных столкновениях, и вторичные объекты, образовавшиеся из
обломков первых. Провел обсуждение химических классов метеоритов и их происхождения. Опираясь на аккреционную
теорию происхождения планет, детально рассмотрел вопрос об образовании кратеров и других деталей поверхностного
рельефа Луны в результате метеоритной бомбардировки. Некоторые лунные моря интерпретировал как большие ударные
кратеры, где породы расплавились при падении крупных тел.
Занимался проблемой происхождения жизни на Земле. Совместно с С. Миллером провел (1950) опыт, в котором при
пропускании электрического разряда через смесь аммиака, метана, паров воды и водорода образовались аминокислоты,
что доказывало возможность их синтеза в первичной атмосфере Земли. Рассмотрел возможность занесения органического
вещества на поверхность и в атмосферу Земли метеоритами (углистыми хондритами).

Разработал метод определения температуры воды в древних океанах в различные геологические эпохи путем
измерения содержания изотопов кислорода в осадках; этот метод основан на зависимости растворимости
углекислого кальция от изотопного состава входящего в него кислорода и на чувствительности этого эффекта к
температуре. Успешно применил данный метод для изучения океанов мелового и юрского периодов.

Был одним из инициаторов исследований планетных тел с помощью космических летательных аппаратов в США.

Нобелевская премия по химии за открытие дейтерия (1934).

Тому ІСТОРІЮ нашої дисципліни ми розглянемо більш широко. Поділемо її (звичайно
умовно) на три періоди (етапи), які не мають чітких хронологічних меж. При цьому ми
обов’язково будемо брати до уваги зв’язки КОСМОХІМІЇ з іншими науковими
дисциплінами, перш за все з астрономією,

астрофізикою, фізикою та

геохімією, які ми вже розглядали раніше:

Геологія:
Космологія

Мінералогія

Космогонія

Геохімія
Петрологія
Космохімія

Прикладні
дисципліни

Астрономія

Астрофізика

Хімія
Фізика

Ці періоди (етапи) історії КОСМОХІМІЇ
назвемо таким чином:
Етап 1.

“Астрономічний”:
IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.

Етап 2.

“Геохімічно-фізичний”:
друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки

Етап 3.

“Сучасний” :
1960-ті роки – 2020-ті ??? роки

Зауважимо що: 3-й етап, звичайно, не є останнім. Вже зараз (починаючи
з кінця 1980-х – початку 1990-х років) спостерігаються наявні ознаки
переходу до наступного етапу розвитку космохімії та всього комплексу
споріднених дисциплін. Назвемо цей етап “перспективним”. Хронологічні
межи цього та інших етапів, а також реперні ознаки переходу від одного
етапу до іншого раціонально обгрунтувати надаючи їх коротку
характеристику.

Етап 1.

“Астрономічний”

(IV-V сторіччя до н.е. – друга половина XIX сторіччя н.е.)











Початком цього етапу слід вважати появу перших каталогів зірок. Вони відомі
починаючи з IV сторіччя до н.е. у стародавньому Китаї та починаючи з II сторіччя до
н.е. у Греції.
Подальший розвиток астрономічні дослідження набули у Середній Азії в перід з XI-XV
сторічь (Аль-Бируни, м. Хорезм та Улугбек, м.Самарканд).
Починаючи з XV сторіччя “Естафету” подальших астрономічних досліджень вже
несла Західна Европа : (1) роботи Джордано Бруно та геліоцентрична система
Коперніка, (2) спостереження наднових зірок у 1572 (Тихо Браге) та 1604 (Кеплер,
Галілей) рр., (3) поява оптичного телескопа у Голландії (Г.Липерегей, 1608), (4)
використання цього інструменту Г.Галілеєм починаючи з 1610 р. (окремі зірки у
Чумацького Шляху, сонячні плями). ....
Поширення цих досліджень на інші страни Європи призвело у XVII та XIX сторіччях до
поступового складання детальних зоряних атласів, одержання достовірних даних
щодо руху планет, відкриття хромосфери Сонця тощо.
На прикінці XVII ст. відкрито закон всесвітнього тяжіння (Ньютон) та з’являються
перші космогенічні моделі – зорі розігріваються від падіння комет (Ньютон),
походження планет з газової туманності (гіпотези Канта-Лапласа, Рене Декарта).
Звичайно, що технічний прогрес у XX сторіччі привів до подальших успіхів оптичної
астрономії, але поряд з цим дуже важливе значення набули інші методи досліджень.
Висновок: саме тому цей етап (період) ми назвали “Астрономічним” та завершуємо його
другою половиною XIX сторіччя.

Етап 2. “Геохімічно-фізичний”
( друга половина XIX сторіччя – 1960-ті роки)









З початок цього етапу умовно приймемо дату винайдення Густавом
Кирхгофом та Робертом Бунзеном (Гейдельберг, Німеччина) першого
спектроскопу (1859 р.), що призвело до широкого застосування
спектрального аналізу для дослідження Сонця, зірок та різноманітних
гірських порід. Так, вже у 1868 р. англійці Дж.Локьер та Н.Погсон за
допомогою цього методу відкрили на Сонці новий елемент – гелій.
Саме починаючи з цієї значної події дослідження Всесвіту набули
“хімічної” складової, тобто дійсно стали КОСМОХІМІЧНИМИ. Зауважимо,
що для цього вже тоді застосовувався саме ФІЗИЧНИЙ метод.
В історичному плані майже синхронно почався інтенсивний розвиток
ГЕОХІМІЇ.
Термін “Геохімія” з’явився раніше – у 1838 р. (Шонбейн, Швейцарія). [До
речі, термін “геологія” введено лише на 60 років раніше - у 1778 р.
(англіець швейцарського походження Жан Де Люк)]
Але дійсне створення сучасної ГЕОХІМІЇ, яка відразу увійшла до системи
“космохімічних” дисциплін тому що досліджувала елементний склад
Землі, тобто планети Сонячної системи, почалось з праць трьох
засновників цієї науки – Кларка (США), Вернадського (Росія) та
Гольдшмідта (Германія, Норвегія)
Познайомимось з цими видатними вченими

Франк Уиглсуорт Кларк
(Frank Wigglesworth Clarke )
Кларк Франк Уиглсуорт -американский
геохимик, член Академии искусств
и наук (1911). Окончил Гарвардский
университет (1867). В 1874—1883
профессор университета в
Цинциннати. В 1883—1924 главный
химик Геологического комитета
США. Основные труды посвящены
определению состава различных
неорганических природных
образований и земной коры в
целом. По разработанному им
методу произвёл многочисленные
подсчёты среднего состава земной
коры.
Соч.: Data of geochemistry, 5 ed., Wach.,
1924; The composition of the Earth's
crust, Wash., 1924 (совм. с H. S.
Washington); The evolution and
disintegration of matter, Wash., 1924.

19.3.1847, Бостон — 23.5.1931, Вашингтон

Лит.: F. W. Clarke, «Quarterly Journal of
the Geological Society of London»,
1932, v. 88; Dennis L. М., F. W. Clarke,
«Science», 1931, v. 74, p. 212—13.

Владимир Иванович Вернадский

28.02.1863, СПб
— 6.01.1945, Москва

Владимир Иванович Вернадский родился в Санкт-Петербурге.
В 1885 окончил физико-математический факультет
Петербурского университета. В 1898 — 1911 профессор
Московского университета.
В круг его интересов входили геология и кристаллография,
минералогия и геохимия, радиогеология и биология,
биогеохимия и философия.
Деятельность Вернадского оказала огромное влияние на
развитие наук о Земле, на становление и рост АН СССР,
на мировоззрение многих людей.
В 1915 — 1930 председатель Комиссии по изучению
естественных производственных сил России, был одним
из создателей плана ГОЭЛРО. Комиссия внесла огромный
вклад в геологическое изучение Советского Союза и
создание его независимой минерально-сырьевой базы.
С 1912 академик РАН (позже АН СССР ). Один из основателей
и первый президент ( 27 октября 1918) Украинской АН.
С 1922 по 1939 директор организованного им Радиевого
института. В период 1922 — 1926 работал за границей в
Праге и Париже.
Опубликовано более 700 научных трудов.
Основал новую науку — биогеохимию, и сделал огромный
вклад в геохимию. С 1927 до самой смерти занимал
должность директора Биогеохимической лаборатории при
АН СССР. Был учителем целой плеяды советских
геохимиков. Наибольшую известность принесло учение о
ноосфере.
Создал закон о повсеместной распространенности х. э.
Первым широко применял спектральный анализ.

Виктор Мориц Гольдшмидт
(Victor Moritz Goldschmidt)

27.01.1888, Цюрих
— 20.03.1947, Осло

Виктор Мориц Гольдшмидт родился в Цюрихе. Его родители,
Генрих Д. Гольдшмидт (Heinrich J. Goldschmidt) и Амели Коэн
(Amelie Koehne) назвали своего сына в честь учителя отца,
Виктора Майера. Семья Гольдшмидта переехала в Норвегию в
1901 году, когда Генрих Гольдшмидт получил должность
профессора химии в Кристиании (старое название Осло).
Первая научная работа Гольдшмидта называлась «Контактовый
метаморфизм в окрестностях Кристиании». В ней он впервые
применил термодинамическое правило фаз к геологическим
объектам.
Серия его работ под названием «Геохимия элементов»
(Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente) считается
началом геохимии. Работы Гольдшмидта о атомных и ионных
радиусах оказали большое влияние на кристаллохимию.
Гольдшмидт предложил геохимическую классификации элементов,
закон изоморфизма названый его именем. Выдвинул одну из
первых теорий относительно состава и строения глубин Земли,
причем предсказания Гольдшмидта подтвердились в
наибольшей степени. Одним из первых рассчитал состав
верхней континентальной коры.
Во время немецкой оккупации Гольдшмидт был арестован, но
незадолго до запланированной отправки в концентрационный
лагерь был похищен Норвежским Сопротивлением, и
переправлен в Швецию. Затем он перебрался в Англию, где
жили его родственники.
После войны он вернулся в Осло, и умер там в возрасте 59 лет. Его
главный труд — «Геохимия» — был отредактирован и издан
посмертно в Англии в 1954 году.









Параллельно з розвитком геохімії та подальшим розвитком астрономії на
протязі 2-го етапу бурхливо почала розвивалась ядерна фізика та
астрофізика. Це теж дуже яскрава ознака цього етапу.
Ці фундаментальні фізичні дослідження багато в чому були стимульовані
широкомасштабними військовими програмами Нацистської Німеччини,
США та СРСР.
Головні досягнення фізики за цей період: створення теорії відносності,
відкриття радіоактивності, дослідження атомного ядра, термоядерний
синтез, створення теорії нуклеосинтезу, виникнення т а розвитку Всесвіту
(концепції “зоряного” та “дозоряного” нуклеосинтезу, “гарячого Всесвіту
та Великого Вибуху”.
Ці досягнення, які мають величезне значення для космохімії, пов’язані з
роботами таких видатних вчених як А.Ейнштейн, Вейцзеккер, Бете, Теллер,
Gamow, Зельдович, Шкловский та багатьох інших, які працювали
головним чином у США та СРСР.
Познайомимось з цими видатними вченими

Альберт Эйнштейн

1879-1955 рр.

Альберт Эйнштейн (1879-1955 гг.) был
величайшим астрофизиком. На этом снимке
Эйнштейн сфотографирован в швейцарском
патентном бюро, где он сделал много своих
работ.
В своих научных трудах он ввел понятие
эквивалентности массы и энергии (E=mc2);
показал, что существование максимальной
скорости (скорости света) требует нового
взгляда на пространство и время (
специальная теория относительности );
создал более точную теорию гравитации на
основе простых геометрических
представлений (общая теория
относительности) .
Так, одной из причин, по которой Эйнштейн
был награжден в 1921 году Нобелевской
премией по физике , было сделать эту
премию более престижной.

Карл Фридрих фон Вейцзеккер
(Carl Friedrich von Weizsäcker)

28.06.1912 - 28.04.2007 рр.

Вайцзеккер, Карл Фридрих фон - немецкий физик-теоретик
и астрофизик. Родился 28 июня 1912 в Киле (Германия).
В 1933 окончил Лейпцигский университет. В 1936-1942
работал в Институте физики кайзера Вильгельма в
Берлине; в 1942-1944 профессор Страсбургского
университета. В 1946-1957 работал в Институте Макса
Планка. В 1957-1969 профессор Гамбургского
университета; с 1969 директор Института Макса Планка.
В годы II Мировой Войны - активный участник немецкого
военного атомного проекта.
Работы Вайцзеккера посвящены ядерной физике,
квантовой теории, единой теории поля и элементарных
частиц, теории турбулентности, ядерным источникам
энергии звезд, происхождению планет, теории
аккреции.
Предложил полуэмпирическую формулу для энергии связи
атомного ядра (формула Вайцзеккера).
Объяснил существование метастабильных состояний.
Заложил основы теории изомерии атомных ядер.
Независимо от Х.Бете открыл в 1938-1939 углеродноазотный цикл термоядерных реакций в звездах.
В 1940-е годах предложил аккреционную теорию
формирования звезд: из переобогащенного
космической пылью вещества за счет лучевого
давления формируются ядра звезд, а затем на них
происходит гравитационная аккреция более чистого
газа, содержащего мало пыли, но много водорода и
гелия.
В 1944 Вайцзеккер разработал вихревую гипотезу
формирования Солнечной системы.
Занимался также философскими проблемами науки.

Ганс Альберт Бете
(Hans Albrecht Bethe)

2.07.1906 – 6.03.2005 рр.

Родился в Страсбурге, Германия (теперь Франция).
Учился в университетах Франкфурта и Мюнхена, где в 1927
году получил степень Ph.D. под руководством
Арнольда Зоммерфельда.
В 1933 году эмигрировал из Германии в Англию. Там он
начал заниматься ядерной физикой. Вместе с
Рудольфом Пайерлсом (Rudolph Peierls) разработал
теорию дейтрона вскоре посе его открытия. Бете
проработал в Корнелльском Университете c 1935 по
2005 гг. Три его работы, написанные в конце 30-х годов
(две из них с соавторами), позже стали называть
"Библией Бете".
В 1938 он разработал детальную модель ядерных реакций,
которые обеспечивают выделение энергии в звездах.
Он рассчитал темпы реакций для предложенного им
CNO-цикла, который действует в массивных звездах, и
(вместе с Кричфилдом [C.L. Critchfield]) – для
предложенного другими астрофизиками протонпротонного цикла, который наиболее важен в
маломассивных звездах, например в Солнце. В начале
Второй Мировой Войны Бете самостоятельно
разработал теорию разрушения брони снарядом и
(вместе с Эдвардом Теллером [Edward Teller]) написал
основополагающую книгу по теории ударных волн.
В 1943–46 гг. Бете возглавлял теоретическую группу в Лос
Аламосе (разработка атомной бомбы. После воны он
работал над теориями ядерной материи и мезонов.
Исполнял обязанности генерального советника агентства
по обороне и энергетической политике и написал ряд
публикаций по контролю за оружием и новой
энергетической политике.
В 1967 году – лауреат Нобелевской премии по физике.

Эдвард Теллер
(Teller)

Народ: 15.01.1908 р.
(Будапешт)

Эдвард Теллер (Teller) родился 15 января 1908 года в Будапеште.
Учился в высшей технической школе в Карлсруэ, Мюнхенском (у
А. Зоммерфельда) и Лейпцигском (у В. Гейзенберга)
университетах.
В 1929—35 работал в Лейпциге, Гёттингене, Копенгагене, Лондоне.
В 1935—41 профессор университета в Вашингтоне. С 1941
участвовал в создании атомной бомбы (в Колумбийском и
Чикагском университетах и Лос-Аламосской лаборатории).
В 1946—52 профессор Чикагского университета; в 1949—52
заместитель директора Лос-Аламосской лаборатории
(участвовал в разработке водородной бомбы), с 1953
профессор Калифорнийского университета.
Основные труды (1931—36) по квантовой механике и химической
связи, с 1936 занимался физикой атомного ядра. Вместе с Г.
Гамовым сформулировал отбора правило при бета-распаде,
внёс существенный вклад в теорию ядерных
взаимодействий.
Другие исследования Теллера — по космологии и теории
внутреннего строения звёзд, проблеме происхождения
космических лучей, физике высоких плотностей энергии и т.
д.

George Gamow
(Георгий Антонович Гамов)

4.03.1904, Одесса –
19.08.1968, Болдер (Колорадо, США)

Американский физик и астрофизик. Родился 4.03.1904 в Одессе. В
1922–1923 учился в Новороссийском ун-те (Одесса), затем до
1926 г. – в Петроградском (Ленинградском) ун-те. В 1928
окончил аспирантуру.
В 1928–1931 был стипендиатом в Гёттингенском, Копенгагенском и
Кембриджском ун-тах.
В 1931–1933 работал с.н.с. Физико-технического института АН
СССР и старшим радиологом Государственного радиевого
института в Ленинграде.
В 1933 принимал участие в работе Сольвеевского конгресса в
Брюсселе, после которого не вернулся в СССР. С 1934 в США.
До 1956 – проф. ун-та Джорджа Вашингтона, с 1956 –
университета штата Колорадо.
Работы Гамова посвящены квантовой механике, атомной и
ядерной физике, астрофизике, космологии, биологии. В 1928,
работая в Гёттингенском университете, он сформулировал
квантовомеханическую теорию a-распада (независимо от
Р.Герни и Э.Кондона), дав первое успешное объяснение
поведения радиоактивных элементов. Показал, что частицы
даже с не очень большой энергией могут с определенной
вероятностью проникать через потенциальный барьер
(туннельный эффект). В 1936 совместно с Э.Теллером
установил правила отбора в теории b-распада.
В 1937–1940 построил первую последовательную теорию
эволюции звезд с термоядерным источником энергии.
В 1942 совместно с Теллером предложил теорию строения
красных гигантов.
В 1946–1948 разработал теорию образования химических
элементов путем последовательного нейтронного захвата и
модель «горячей Вселенной» (Теорию Большого Взрыва),
предсказал существование реликтового излучения и оценил
его температуру.
В 1954 Гамов первым предложил концепцию генетического кода.

Зельдович Яков Борисович
Советский физик и астрофизик, академик (1958).
В 1931 начал работать в Ин-те химической физики АН СССР, в 1964-1984 работал в Ин-те
прикладной математики АН СССР (возглавлял отдел теоретической астрофизики), с 1984
- зав. теоретическим отделом Ин-та физических проблем АН СССР. Одновременно
является зав. отделом релятивистской астрофизики Государственного
астрономического ин-та им. П. К. Штернберга, научным консультантом дирекции Ин-та
космических исследований АН СССР; с 1966 - профессор Московского ун-та.

Народ. 08.03.1914 р.,
Минск

Выполнил фундаментальные работы по теории горения, детонации, теории
ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, по
ядерной энергетике, ядерной физике, физике элементарных частиц.
Астрофизикой и космологией занимается с начала 60-х годов. Является одним
из создателей релятивистской астрофизики. Разработал теорию строения
сверхмассивных звезд с массой до миллиардов масс Солнца и теорию
компактных звездных систем; эти теории могут быть применены для
описания возможных процессов в ядрах галактик и квазарах. Впервые
нарисовал полную качественную картину последних этапов эволюции
обычных звезд разной массы, исследовал, при каких условиях звезда
должна либо превратиться в нейтронную звезду, либо испытать
гравитационный коллапс и превратиться в черную дыру. Детально изучил
свойства черных дыр и процессы, протекающие в их окрестностях.
В 1962 показал, что не только массивная звезда, но и малая масса может
коллапсировать при достаточно большой плотности, в 1970 пришел к
выводу, что вращающаяся черная дыра способна спонтанно испускать
электромагнитные волны. Оба эти результата подготовили открытие
С. У. Хокингом явления квантового испарения черных дыр.
В работах Зельдовича по космологии основное место занимает проблема
образования крупномасштабной структуры Вселенной. Исследовал
начальные стадии космологического расширения Вселенной. Вместе с
сотрудниками построил теорию взаимодействия горячей плазмы
расширяющейся Вселенной и излучения, создал теорию роста
возмущений в «горячей» Вселенной в ходе ее расширения.

Разрабатывает «полную» космологическую теорию, которая включала бы рождение Вселенной.
Член Лондонского королевского об-ва (1979), Национальной АН США (1979) и др.
Трижды Герой Социалистического Труда, лауреат Ленинской премии и четырех Государственных премий
СССР, медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1983), Золотая медаль Лондонского
королевского астрономического об-ва (1984).

Шкловский Иосиф Самуилович

01.07.1916 –
03.03.1985 рр.

Советский астроном, чл.-кор. АН СССР (1966).
Родился в Глухове (Сумская обл.). В 1938 окончил Московский ун-т, затем
аспирантуру при Государственном астрономическом ин-те им.
П. К. Штернберга. С 1941 работал в этом ин-те. Проф. МГУ. С 1968 также
сотрудник Ин-та космических исследований АН СССР.
Основные научные работы относятся к теоретической астрофизике, В 1944-1949
осуществил подробное исследование химического состава и состояния
ионизации солнечной короны, вычислил концентрации ионов в различных
возбужденных состояниях. Показал, что во внутренней короне основным
механизмом возбуждения является электронный удар, и развил теорию этого
процесса; показал также, что во внешней короне основную роль в
возбуждении линий высокоионизованных атомов железа играет излучение
фотосферы; выполнил теоретические расчеты ультрафиолетового и
рентгеновского излучений короны и хромосферы.
С конца 40-х годов разрабатывал теорию происхождения космического
радиоизлучения. В 1952 рассмотрел непрерывное радиоизлучение Галактики;
указал на спектральные различия излучения, приходящего из низких и
высоких галактических широт. В 1953 объяснил радиоизлучение дискретных
источников - остатков вспышек сверхновых звезд (в частности, Крабовидной
туманности) - синхротронным механизмом (т. е. излучением электронов,
движущихся с высокими скоростями в магнитном поле). Это открытие
положило начало широкому изучению физической природы остатков
сверхновых звезд.
В 1956 Шкловский предложил первую достаточно полную эволюционную схему
планетарной туманности и ее ядра, позволяющую исследовать
космогоническую роль этих объектов. Впервые указал на звезды типа
красных гигантов с умеренной массой как на возможных предшественников
планетарных туманностей и их ядер. На основе этой теории разработал
оригинальный метод определения расстояний до планетарных туманностей.
Ряд исследований посвящен полярным сияниям и инфракрасному излучению
ночного неба. Плодотворно разрабатывал многие вопросы, связанные с
природой излучения квазаров, пульсаров, рентгеновских и у-источ-ников.
Член Международной академии астронавтики, Национальной АН США (1972),
Американской академии искусств и наук (1966).
Ленинская премия (1960).
Медаль им. К. Брюс Тихоокеанского астрономического об-ва (1972).

Таким чином, на протязі 2-го етапу до астрономії
приєднались геохімія та фізика, що й зумовлює
назву етапу - “Геохімічно-фізичний”. Цей
комплекс наук і створив сучасну КОСМОХІМіЮ.
Важливим є те, що результати досліджень
перелічених дисциплін були
комплементарними. Так, наприклад, геохімія
разом з астрономією забезпечувала одержання
оцінок космічної розповсюдженості елементів, а
фізика розробляла моделі нуклеосинтезу, які
дозволяли теоретично розрахувати
розповсюдженість елементів виходячи з кожної
моделі. Зрозуміло, що відповідність емпіричних
та модельних оцінок є критерієм адекватності
моделі. Використання такого класичного
підходу дозволило помітно вдосконалити
теорію нуклеосинтезу та космологічні концепції,
перш за все концепцію «Великого Вибуху».
Така співпраця між геохімією та фізикою
була тісною та плідною. Її ілюструє досить
рідкісне фото цього слайду.

В.М. Гольдшмідт та А. Ейнштейн
на одному з островів Осло-фіорду,
де вони знайомились з палеозойскими
осадочними породами (1920 р.)

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4
Наступна лекція:

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 2

Попередня лекція:

Виникнення та
розвиток космохімії

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекції 3-4

Сучасний етап розвитку
космохімії та галузі
використання
космохімічних даних в геохімії

Етап 3. “Сучасний”
(1960-ті роки – 2020-ті ??? роки)



Цей етап характеризується принципово важливою ознакою,
а саме – появою реальної технічної можливості прямого,
безпосереднього дослідження інших планет



Тому за його початок ми приймаємо 1960-ті роки – початок
широкого застосування космічної техніки

Познайомимось з деякими головними рисами та
найважливішими досягненнями цього етапу

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:

КОРОЛЕВ
Сергей
Павлович
(1907-1966)
Родился 12 января 1907 г.
в г. Житомире.
По праву считается
«отцом» советской
космической программы

Визначальне значення для цього етапу мали роботи
двох дуже різних людей, які, безперечно, були дуже
талановитими вченими та конструкторами:
Вернер фон

Браун

(Wernher von Braun)
23.03.1912, Німеччина
— 16.06.1977, США
Німецький та американський
вчений і конструктор.
У 1944 р. його військова ракета
V-2 (ФАУ-2) здійснила політ у
космос по балістичній траекторії
(досягнута висота — 188 км).
Признаний «батько»
американської космічної програми.

V-2
Peenemünde
1937-1945

Saturn V
(Apollo)
USA, 1969

Саме ці та інші вчені заклали засади 3-го (“Сучасного”)
етапу. Реперними датами його початку можна вважати
створення перших штучних супутників Землі:

Радянського:
Запуск СССР первого
искусственного спутника
Спутник-1 произошел 4 октября
1957 года. Спутник-1 весил 84
кг, диаметр сферы составлял
56 см. Существовал на
протяжении 23 дней.

Американського:
31-го января 1958 года был запущен
на околоземную орбиту Эксплорер I
весом всего в 30 фунтов
(11 килограммов). Существовал до
28-го февраля 1958 года.

Подальший бурхливий розвиток космічної техніки
призвів до початку пілотованих польотів:

Першим, як відомо, був
радянський “Восток-1”.
Перший косонавт – Ю.О.Гагарин

Подальший бурхливий розвиток космонавтики призвів
до початку пілотованих польотів:
Астронавты проекта Меркурий
Джон Х. Глен, Вирджил И. Грисом
и Алан Б. Шепард мл.,
слева направо соответственно.
5 мая 1961 США запустили своего
первого человека в космос
(Шепард).
Сам Шепард побывал на Луне во
время миссии корабля Аполлон 14.
Алан Шепард скончался в 1998
году.
Вирджил Грисом трагически погиб
в пожаре при неудавшемся
тестовом запуске корабля Аполлон
в 1967 году.
Сенатор Джон Глен принимал
участие в 25-м полете
космического челнока Дискавери.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Союз” – “Прогрес”
(Радянський Союз – Росія)
Використовується з 1967 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Спейс Шатл”
(США)
Використовується з 1981 р.

В результаті подальшого розвитку пілотованої
космонавтики зараз створено та функціонує
декілька транспортних систем Земля – орбіта:

“Енергія” – “Буран”
(Радянський Союз – Росія)

Перший та, нажаль,
останній запуск у 1988 р.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станції
серії
“Салют”
(Радянський
Союз)
7 станцій
за період
1971-1983 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція
“Скайлеб”
(США)
1973-1974 рр.
(у 1979 р. згоріла
в атмосфері)

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Станція “Мир”
(СССР - Росия)
1986-2001 рр.

Пілотовані станції – космічні платформи для
астрофізичних та астрономічних досліджень:

Міжнародна
космічна станція
З 1998 р.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:
Эдвин Пауэлл Хаббл (англ. Edwin Powell Hubble, 20
ноября 1889, Маршфилде, штат Миссури — 28
сентября 1953, Сан-Марино, штат Калифорния) —
знаменитый американский астроном. В 1914—1917
годах работал в Йеркской обсерватории, с 1919 г. — в
обсерватории Маунт-Вилсон. Член Национальной
академии наук в Вашингтоне с 1927 года.
Основные труды Хаббла посвящены изучению
галактик. В 1922 году предложил подразделить
наблюдаемые туманности на внегалактические
(галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—
1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых
ближайших галактик звёзды, из которых они состоят,
чем доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике. В 1929 году
обнаружил зависимость между красным смещением
галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Пряме дослідження планет.
Луна:
Луна-3 (СССР)
7.10.1959
First image of the far side of the Moon
The Luna 3 spacecraft returned the first views ever of the far
side of the Moon. The first image was taken at 03:30 UT on 7
October at a distance of 63,500 km after Luna 3 had passed
the Moon and looked back at the sunlit far side. The last
image was taken 40 minutes later from 66,700 km. A total of
29 photographs were taken, covering 70% of the far side. The
photographs were very noisy and of low resolution, but many
features could be recognized. This is the first image returned
by Luna 3, taken by the wide-angle lens, it showed the far
side of the Moon was very different from the near side, most
noticeably in its lack of lunar maria (the dark areas). The right
three-quarters of the disk are the far side. The dark spot at
upper right is Mare Moscoviense, the dark area at lower left is
Mare Smythii. The small dark circle at lower right with the
white dot in the center is the crater Tsiolkovskiy and its
central peak. The Moon is 3475 km in diameter and north is
up in this image. (Luna 3-1)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-9
31.01.1966
Перша посадка на
Місяць

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-16
24.09.1970
Перша автоматична
доставка геологічних
зразків

Пряме дослідження планет.
Луна:

Луна-17
(Луноход-1)
17.11.1970

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон”
(6 експедицій за 19691972 рр.)

Пряме дослідження планет.
Луна:

Программа “Аполлон” (США)
6 експедицій за 1969-1972 рр.

Пряме дослідження планет.
Венера:

Программа “Венера” (СССР)
(15 експедицій за 1961-1984 рр.)
Перші посадки: Венера 7 (17.08.1970), а далі - Венера 9, 10,13, 14

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Марс” (СССР)
Два автоматических марсохода достигли поверхности Марса в 1971 году во
время миссий Марс-2 и Марс-3. Ни один из них не выполнил свою миссию.
Марс-2 разбился при посадке на планету, а Марс-3 прекратил передачу сигнала
через 20 секунд после посадки. Присутствие мобильных аппаратов в этих
миссиях скрывалось на протяжении 20 лет.

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Викинг” (США)
Первая передача панорамы с поверхности планеты

Пряме дослідження планет.
Марс:

Программа “Маринер”
(США)
Первое
картографирование,
открытие долины
“Маринер”

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Марс:

Марсоходы Spirit и Opportunity прибыли на Марс в начале 2004 года

Пряме дослідження планет.
Меркурий:

Миссия “Месенджер”
(2007/2008)

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

На этом цветном изображении с Титана,
самого большого спутника Сатурна, мы
видим удивительно знакомый пейзаж.
Снимок этого ландшафта получен сразу
после спуска на поверхность зондом
Гюйгенс, созданным Европейским
Космическим Агентством. Спуск зонда
продолжался 2 1/2 часа в плотной атмосфере,
состоящей из азота с примесью метана. В
загадочном оранжевом свете Титана повсюду
на поверхности разбросаны камни. В их
состав предположительно входят вода и
углеводороды, застывшие при чрезвычайно
суровой температуре - 179 градусов C. Ниже и
левее центра на снимке виден светлый
камень, размер которого составляет 15 см. Он
лежит на расстоянии 85 см от зонда,
построенного в виде блюдца. В момент
посадки скорость зонда составляла 4.5 м/сек,
что позволяет предположить, что он проник
на глубину примерно 15 см. Почва в месте
посадки напоминает мокрый песок или глину.
Батареи на зонде уже разрядились, однако он
работал более 90 мин. с момента посадки и
успел передать много изображений. По
своему странному химическому составу
Титан отчасти напоминает Землю до
зарождения жизни.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Автоматический зонд Гюйгенс
совершил посадку на загадочный
спутник Сатурна и передал первые
изображения из-под плотного слоя
облаков Титана. Основываясь на
этих изображениях, художник
попытался изобразить, как
выглядел зонд Гюйгенс на
поверхности Титана. На переднем
плане этой картинки находится
спускаемый аппарат размером с
автомобиль. Он передавал
изображения в течение более 90
минут, пока не закончился запас
энергии в батареях. Парашют,
который затормозил зонд Гюйгенс
при посадке, виден на дальнем
фоне. Странные легкие и гладкие
камни, возможно, содержащие
водяной лед, окружают спускаемый
аппарат. Анализ данных и
изображений, полученных
Гюйгенсом, показал, что
поверхность Титана в настоящее
время имеет интригующее сходство
с поверхностью Земли на ранних
стадиях ее эволюции.

Пряме дослідження планет.
Титан:
Миссия “Гюйгенс”
Что увидел зонд Гюйгенс,
опускаясь на поверхность спутника
Сатурна Титана? Во время спуска
под облачным слоем зонд получал
изображения приближающейся
поверхности, также были получено
несколько изображений с самой
поверхности, в результате был
получен этот вид в перспективе с
высоты 3 километра. Эта
стереографическая проекция
показывает полную панораму
поверхности Титана. Светлые
области слева и вверху - вероятно,
возвышенности, прорезанные
дренажными каналами,
созданными реками из метана.
Предполагается, что светлые
образования справа - это гряды гор
из ледяного гравия. Отмеченное
место посадки Гюйгенса выглядит
как темное сухое дно озера, которое
когда-то заполнялось из темного
канала слева. Зонд Гюйгенс
продолжал работать в суровых
условиях на целых три часа

Пряме дослідження планет.
Титан:

Миссия “Гюйгенс”

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:

Деякі досягнення:
Крабовидная туманность обозначена в
каталоге как M1. Это - первый объект в
знаменитом списке "не комет", составленном
Шарлем Мессье. В настоящее время известно,
что космический Краб - это остаток сверхновой
- расширяющееся облако из вещества,
выброшенного при взрыве, ознаменовавшем
смерть массивной звезды. Астрономы на
планете Земля увидели свет от этой звездной
катастрофы в 1054 году. Эта картинка - монтаж
из 24 изображений, полученных космическим
телескопом Хаббла в октябре 1999 г., январе и
декабре 2000 г. Она охватывает область
размером около шести световых лет. Цвета
запутанных волокон показывают, что их
свечение обусловлено излучением атомов
водорода, кислорода и серы в облаке из
остатков звезды. Размытое голубое свечение в
центральной части туманности излучается
электронами с высокой энергией, ускоренными
пульсаром в центре Краба. Пульсар - один из
самых экзотических объектов, известных
современным астрономам - это нейтронная
звезда, быстро вращающийся остаток
сколлапсировавшего ядра звезды.
Крабовидная туманность находится на
расстоянии 6500 световых лет в созвездии
Тельца.

Деякі досягнення:

Туманность Эскимос была открыта
астрономом Уильямом Гершелем в
1787 году. Если на туманность NGC
2392 смотреть с поверхности Земли,
то она похожа на голову человека как
будто бы в капюшоне. Если смотреть
на туманность из космоса, как это
сделал космический телескоп им.
Хаббла в 2000 году, то она
представляет собой газовое облако
сложнейшей внутренней структуры,
над строением котором ученые
ломают головы до сих пор.
Туманность Эскимос относится к
классу планетарных туманностей, т.е.
представляет собой оболочки,
которые 10 тысяч лет назад были
внешними слоями звезды типа
Солнца. Внутренние оболочки,
которые видны на картинке сегодня,
были выдуты мощным ветром от
звезды, находящейся в центре
туманности. "Капюшон" состоит из
множества относительно плотных
газовых волокон, которые, как это
запечатлено на картинке, светятся в
линии азота оранжевым светом.

Деякі досягнення:

Области глубокого обзора космического телескопа им.Хаббла
Мы можем увидеть самые старые галактики, которые сформировались в конце темной эпохи, когда
Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Изображение получено с помощью инфракрасной камеры и
многоцелевого спектрометра NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), а также новой
улучшенной камеры для исследований ACS (Advanced Camera for Surveys), установленных на космическом
телескопе им.Хаббла. Почти 3 месяца аппаратура была нацелена на одну и ту же область пространства.
Сообщается, что новое изображение HUDF будет на некоторых длинах волн в 4 раза более чувствительным,
чем первоначальный снимок области глубокого обзора (HDF), изображенный на рисунке.

Метеорити: розповсюдженість елементів
Углистые хондриты

Распространенность химических элементов (число атомов ni на 106
атомов Si) в CI-хондритах (Anders, Grevesse, 1989)
Соотношения распространенности химических элементов (число атомов n i на
106 атомов Si ) на Солнце ( ns ) и в углистых ( CI ) хондритах ( n CI )

Сонце: розповсюдженість хімічних елементів
(число атомом на 106 атомов Si)
H, He
C, O, Mg, Si

Fe

Zr

Ba
Pt, Pb

Li

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z.
Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!)
та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів).

Log ( число атомів на 106 атомів Si )

H,
He

Елементи мають різну
розповсюдженість й у земних

C, O,
Mg, Si

породах

Fe

Zr

Ba
REE

Li

Верхня частина континентальної кори

Pt, Pb

Th, U

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

Нормалізація (нормування) концентрацій: рідкісноземельні елементи

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 5

Загальна будова
Всесвіту

Орбітальні космічні телескопи:

Диапазоны:

Радио – ИК – видимый – УФ – рентген – гамма

To grasp the wonders of the cosmos, and understand its infinite variety and splendor,
we must collect and analyze radiation emitted by phenomena throughout the entire
electromagnetic (EM) spectrum. Towards that end, NASA proposed the concept of
Great Observatories, a series of four space-borne observatories designed to conduct
astronomical studies over many different wavelengths (visible, gamma rays, X-rays,
and infrared). An important aspect of the Great Observatory program was to overlap
the operations phases of the missions to enable astronomers to make
contemporaneous observations of an object at different spectral wavelengths.

Орбітальні космічні телескопи:

Косми́ческий телескóп «Хаббл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — автоматическая обсерватория
на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» — совместный проект
NASA и Европейского космического агентства.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в
диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном
диапазоне. Из-за отсутствия влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7—10 раз
больше аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Орбітальні космічні телескопи:

Compton Gamma Ray Observatory

The Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) was the second of NASA's Great Observatories. Compton, at 17
tons, was the heaviest astrophysical payload ever flown at the time of its launch on April 5, 1991, aboard the
space shuttle Atlantis. This mission collected data on some of the most violent physical processes in the
Universe, characterized by their extremely high energies.
Image to left: The Compton Gamma Ray Observatory was the second of NASA's Great Observatories. Credit:
NASA
Compton had four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum,
from 30 keV to 30 GeV. In order of increasing spectral energy coverage, these instruments were the Burst And
Transient Source Experiment (BATSE), the Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE), the Imaging
Compton Telescope (COMPTEL), and the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET). For each of the
instruments, an improvement in sensitivity of better than a factor of ten was realized over previous missions.
Compton was safely deorbited and re-entered the Earth's atmosphere on June 4, 2000.

Орбітальні космічні телескопи:

Spitzer Space Telescope

Спитцер (англ. Spitzer; космический телескоп «Спитцер») — космический аппарат
научного назначения, запущенный НАСА 25 августа 2003 года (при помощи ракеты
«Дельта») и предназначенный для наблюдения космоса в инфракрасном
диапазоне.
Назван в честь Лаймэна Спитцера.
В инфракрасной (тепловой) области находится максимум излучения
слабосветящегося вещества Вселенной — тусклых остывших звёзд,
внесолнечных планет и гигантских молекулярных облаков. Инфракрасные лучи
поглощаются земной атмосферой и практически не попадают из космоса на
поверхность, что делает невозможной их регистрацию наземными телескопами. И
наоборот, для инфракрасных лучей прозрачны космические пылевые облака,
которые скрывают от нас много интересного, например, галактический центр

Орбітальні космічні телескопи:
Spitzer Space Telescope
Изображение
галактики Сомбреро
(M104), полученное
телескопом «Хаббл»
(слева внизу
видимый диапазон) и
телескопом
«Спитцер» (справа
внизу инфракрасный
диапазон). Видно, что
в инфракрасных
лучах галактика
прозрачнее. Сверху
изображения
скомбинированы так,
как их видело бы
существо,
воспринимающее и
видимые, и
инфракрасные лучи.

Орбітальні космічні телескопи:

Chandra X-ray Observatory

Косми́ческая рентге́новская обсервато́рия «Ча́ндра» (космический телескоп
«Чандра») — космический аппарат научного назначения, запущеный НАСА 23
июля 1999 (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в
рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика
индийского происхождения Субрахманьяна Чандрасекара.
«Чандра» предназначен для наблюдения рентгеновских лучей исходящих из
высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звёзд

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк,
находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом,
наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде
всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и
скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.

Южная часть Млечного Пути

Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли
его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные
Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых
звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких
десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙103 световых лет ~ 3∙1019 м). Солнце вместе с
окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной
буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с
большой буквы.

Галактики

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху

Галактики

Спиральная галактика NGC891: примерно так выглядит наша Галактика сбоку. Размеры
Галактики: – диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), – толщина – около
1000 световых лет. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8
кпк (около 26 000 световых лет).

Галактики

Центральная, наиболее
компактная область
Галактики называется
ядром. В ядре высокая
концентрация звезд: в
каждом кубическом парсеке
находятся тысячи звезд.
Если бы мы жили на планете
около звезды, находящейся
вблизи ядра Галактики, то на
небе были бы видны
десятки звезд, по яркости
сопоставимых с Луной. В
центре Галактики
предполагается
существование массивной
черной дыры. В кольцевой
области галактического
диска (3–7 кпк)
сосредоточено почти все
молекулярное вещество
межзвездной среды; там
находится наибольшее
количество пульсаров,
остатков сверхновых и
источников инфракрасного
излучения. Видимое
излучение центральных
областей Галактики
полностью скрыто от нас
мощными слоями
поглощающей материи.

Галактики

Вид на
Млечный Путь
с
воображаемой
планеты,
обращающейс
я вокруг
звезды
галактического
гало над
звездным
диском.

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Головна послідовність

Главная последовательность (ГП) наиболее населенная область на
диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР).
Основная масса звезд на диаграмме ГР
расположена вдоль диагонали на
полосе, идущей от правого нижнего
угла диаграммы в левый верхний угол.
Эта полоса и называется главной
последовательностью.
Нижний правый угол занят холодными
звездами с малой светимостью и
малой массой, начиная со звезд
порядка 0.08 солнечной массы, а
верхний левый угол занимают горячие
звезды, имеющие массу порядка 60-100
солнечных масс и большую светимость
(вопрос об устойчивости звезд с
массами больше 60-120Мsun остается
открытым, хотя, по-видимому, в
последнее время имеются наблюдения
таких звезд).
Фаза эволюции, соответствующая главной
последовательности, связана с
выделением энергии в процессе
превращения водорода в гелий, и так
как все звезды ГП имеют один источник
энергии, то положение звезды на
диаграмме ГР определяется ее массой
и в малой степени химическим
составом.
Основное время жизни звезда проводит на
главной последовательности и поэтому
главная последовательность наиболее населенная группа на
диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат

Зірки: Червоні гіганти

Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более
холодная звезда становится краснее, однако из-за своего
огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению
со звездами главной последовательности. Сочетание
невысокой температуры и большой светимости,
собственно говоря, и характеризует звезду как красного
гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и
занимает место на ветви красных гигантов.

Красные гиганты - это звезды, в
ядре которых уже
закончилось горение
водорода. Их ядро состоит из
гелия, но так как температура
ядерного горения гелия
больше, чем температура
горения водорода, то гелий
не может загореться.
Поскольку больше нет
выделения энергии в ядре,
оно перестает находиться в
состоянии гидростатического
равновесия и начинает
быстро сжиматься и
нагреваться под действием
сил гравитации. Так как во
время сжатия температура
ядра поднимается, то оно
поджигает водород в
окружающем ядро тонком
слое (начало горения
слоевого источника).

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Надгіганти

Когда в ядре звезды выгорает
весь гелий, звезда переходит
в стадию сверхгигантов на
асимптотическую
горизонтальную ветвь и
становится красным или
желтым сверхгигантом.
Сверхгиганты отличаются от
обычных гигантов, также
гиганты отличаются от звезд
главной последовательности.

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды
с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется
(планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun
будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем
быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II

Зірки: Схематическое представление наиболее населенных
областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

В начале нашего столетия выдающиеся
астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Ресселл , что существует
зависимость между светимостью звезд
и их спектральным классом.
Положение звезды на диаграмме
зависит от ее массы, возраста и
химического состава. Со временем
выявился глубокий физический смысл
расположения звезд на диаграмме, и
стали понятными передвижения звезд
по диаграмме в зависимости от
возраста (эволюционные треки).

Классы звезд:
1) главную последовательность;
2) красные гиганты;
3) горизонтальная ветвь;
4) асимптотическую ветвь
сверхгигантов;
5)последовательность белых
карликов;
Наиболее населенной является главная
последовательность, следующие
группы - белые карлики и гиганты.

Зірки: Планетарні туманості

Планетарная туманность является
сброшенными верхними слоями
сверхгиганта. Свечение обеспечивается
возбуждением газа ультрафиолетовым
излучением центральной звезды.
Туманность излучает в оптическом
диапазоне, газ туманности нагрет до
температуры порядка 10000 К. Из них
формируются білі карлики та нейтронні
зірки.

Характерное время
рассасывания планетарной
туманности - порядка
нескольких десятков тыс.
лет. Ультрафиолетовое
излучение центрального ядра
заставляет туманность
флюоресцировать.

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Планетарні туманості
Ниже приведены фотографии, наглядно показывающие разлетание вещества в
планетарной туманности (туманность "Улитка" ).

Зірки: Білі карлики





Считается, что белые карлики - это
обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на ветви
сверхгигантов. Когда оболочка планетарной
туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви
сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в
верхний угол диаграммы для белых карликов.
Ядро будет горячее, маленькое и голубое с
низкой светимостью - это и характеризует
звезду как белый карлик.
Белые карлики состоят из углерода и
кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно
проэволюционировавших звезд ядро может
состоять из кислорода, неона или магния.
Белые карлики имееют чрезвычайно
высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные
реакции в белом карлике не идут.



Белый карлик находится в состоянии
гравитационного равновесия и его
давление определяется давлением
вырожденного электронного газа.
Поверхностные температуры белого
карлика высокие - от 100,000 К до
200,000 К. Массы белых карликов
порядка солнечной (0.6 Мsun 1.44Msun). Для белых карликов
существует зависимость "массарадиус", причем чем больше масса,
тем меньше радиус. Существует
предельная масса, так называемый
предел Чандрасекхара,выше которой
давление вырожденного газа не
может противостоять
гравитационному сжатию и наступает
коллапс звезды, т.е. радиус стремится
к нулю. Радиусы большинства белых
карликов сравнимы с радиусом
Земли.

Зірки: Нейтронні зірки



Не всегда из остатков сверхгиганта
формируется белый карлик. Судьба
остатка сверхгиганта зависит от массы
оставшегося ядра. При нарушении
гидростатического равновесия
наступает гравитационный коллапс
(длящийся секунды или доли секунды) и
если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется
до размеров Земли и получится белый
карлик. Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то
давление вышележащих слоев будет так
велико, что электроны "вдавливаются" в
протоны, образуя нейтроны и испуская
нейтрино. Образуется так называемый
нейтронный вырожденный газ.





Давление нейтронного вырожденного
газа препятствует дальнейшему
сжатию звезды. Однако, повидимому, часть нейтронных звезд
формируется при вспышках
сверхновых и является остатками
массивных звезд взорвавшихся как
Сверхновая второго типа. Радиусы
нейтронных звезд, как и у белых
карликов уменьшаются с ростом
массы и могут быть от 100 км до 10 км.
Плотность нейтронных звезд
приближается к атомной и составляет
примерно 1014г.см3.
Ничто не может помешать
дальнейшему сжатию ядра,
имеющего массу, превышающую
3Мsun. Такая суперкомпактная
точечная масса называется черной
дырой.

Зірки: Наднові зірки





Сверхновые - звезды, блеск
которых увеличивается на десятки
звездных величин за сутки. В
течение малого периода времени
взрывающаяся сверхновая может
быть ярче, чем все звезды ее
родной галактики.
Существует два типа cверхновых:
Тип I и Тип II. Считается, что Тип
II является конечным этапом
эволюции одиночной звезды с
массой М*>10±3Мsun. Тип I
связан, по-видимому, с двойной
системой, в которой одна из звезд
белый карлик, на который идет
аккреция со второй звезды
Сверхновые Типа II - конечный
этап эволюции одиночной звезды.

ОСНОВИ КОСМОХІМІЇ
С.Є.Шнюков

Лекція 6

Наступна лекція:

Сонячна система: Сонце

Directory