Проблемы происхождения и развития Земли

Проблема происхождения и развития Земли

Проблемы происхождения и развития Земли

Министерство образования и науки Российской Федерации

Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение

высшего профессионального образования

«АМУРСКИЙ ГОСУДАРСТЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ»

Кафедра ХИМИИ И ЕСТЕСТВОЗНАНИЯ

                                                 РЕФЕРАТ

По дисциплине: «Концепции современного естествознания»

Тема:  Проблема происхождения и развития Земли

Выполнила:                           студентка 173 – об1 группы первого курса ЭкФ

                                                                                                      А.А.Москаленко

Проверила:                                                                   доцент, к.х.н. С.А.Лескова

Благовещенск

2012

                                                            План 

1.Введение.

2.Происхождение Земли.

  • Гипотезы о происхождении Солнечной системы и Земли.
  • Земля среди других планет Солнечной системы
  • Возраст Земли.

3. Образование Земли.

  • Строение Земли. Геосферы Земли.
  • образование и строение литосферы,
  • ядро Земли,
  • мантия,

4.Возникновение атмосферы и гидросферы.

5.Магнитосфера.

6. Геодинамические процессы:

7. Эволюция биосферы.

8. Заключение.

Введение

                                                                    «Открылась бездна, звезд полна,

                                                                     Звездам числа нет – бездне дна…»

                                                                                                       М. В. Ломоносов

Было бы удивительно, если бы, живя на Земле, лучшие умы человечества не задумывались о происхождении Земли, солнечной системы, и всей Вселенной.

В настоящее время Земля является объектом изучения многих наук — от геологии и географии до экономики и политологии.

В совокупности этих наук выделяются отраслевые науки, изучающие отдельные части вертикальной и горизонтальной структуры Земли (геология, климатология, почвоведение и др.

), а также системные науки, синтезирующие в себе всю совокупность знаний о Земле для решения теоретических или прикладных проблем (география, физическая география, социально-экономическая география и др.).

Среди отраслевых наук особое развитие получили геология (наука о литосфере), гидрология (наука о гидросфере), климатология (наука об атмосфере), геофизика (наука о Земле как физическом теле), геохимия (наука о естественных химических процессах, протекающих в пределах Земли), геоморфология (наука о рельефе Земли), почвоведение (наука о почвах), биогеография (наука о распределении живого вещества на поверхности Земли).

К системным наукам относится география, синтезирующая знания отраслевых наук применительно к поверхности Земли.

При этом география подразделяется на физическую, изучающую естественные природные комплексы, формирующиеся на поверхности Земли, и социально-экономическую, предметом которой являются социально-экономические комплексы, формирующиеся на поверхности Земли в результате освоения человеком территорий. В рамках этих наук с древности развивались представления о Земле, неразрывно связанные с историей представления об устройстве Вселенной в целом.

Долгое время, пока господствовала мифологическая картина мира, Земля считалась плоским диском, стоящим на трех слонах, китах или черепахе и покрытым сверху полукруглым небесным сводом.

Лишь с началом эпохи Великих географических открытий шарообразность Земли была подтверждена на опыте.

С тех пор форма Земли уточнялась еще несколько раз. С большой точностью ее удалось определить лишь в XX в. с помощью приборов, установленных на искусственных спутниках Земли. Сегодня точно известно, что Земля — не вполне правильный шар. Она немного сжата у полюсов и несколько вытянута к Северному полюсу. Эта фигура называется геоидом.

Окружность Земли по экватору равна 40 075,7 км, окружность по меридиану — 40 008,5 км.

. Масса Земли оказалась равной 5976 • 1021 кг.

В последнее время среди многочисленных наук, изучающих нашу планету, появилась еще одна — сравнительная планетология. Она позволяет сопоставить данные о Земле с тем, что нам известно о других планетах Солнечной системы.

Происхождение Земли.

1.  Гипотезы о происхождении Солнечной системы и Земли.

К настоящему времени известны многие гипотезы о происхождении Солнечной системы, а так же и Земли, в том числе предложенные независимо немецким философом И.

Кантом (1724–1804) и французским математиком и физиком П. Лапласом (1749–1827). Точка зрения И.

Канта заключалась в эволюционном развитии холодной пылевой туманности, в ходе которого сначала возникло центральное массивное тело – Солнце, а потом родились и планеты.

П. Лаплас считал первоначальную туманность газовой и очень горячей, находящейся в состоянии быстрого вращения. Сжимаясь под действием силы всемирного тяготения, туманность вследствие закона сохранения момента импульса вращалась все быстрее и быстрее.

Под действием больших центробежных сил, возникающих при быстром вращении в экваториальном поясе, от него последовательно отделялись кольца, превращаясь в результате охлаждения и конденсации в планеты. Таким образом, согласно теории П.

Лапласа, планеты образовались раньше Солнца.

 Несмотря на такое различие между двумя рассматриваемыми гипотезами, обе они исходят от одной идеи – Солнечная система возникла в результате закономерного развития туманности. И поэтому такую идею иногда называют гипотезой Канта–Лапласа.

Согласно современным представлениям, планеты солнечной системы образовались из холодного газопылевого облака, окружавшего Солнце миллиарды лет назад.

Такая точка зрения наиболее последовательно отражена в гипотезе российского ученого, академика О.Ю. Шмидта (1891–1956), который показал, что проблемы космологии можно решить согласованными усилиями астрономии и наук о Земле, прежде всего географии, геологии, геохимии. В основе гипотезы О.Ю.

Шмидта лежит мысль об образовании планет путем объединения твердых тел и пылевых частиц. Возникшее около Солнца газопылевое облако сначала состояло на 98% из водорода и гелия. Остальные элементы конденсировались в пылевые частицы.

Беспорядочное движение газа в облаке быстро прекратилось: оно сменилось спокойным движением облака вокруг Солнца.

Пылевые частицы сконцентрировались в центральной плоскости, образовав слой повышенной плотности. Когда плотность слоя достигла некоторого критического значения, его собственное тяготение стало «соперничать» с тяготением Солнца. Слой пыли оказался неустойчивым и распался на отдельные пылевые сгустки. Сталкиваясь друг с другом, они образовали множество сплошных плотных тел.

Наиболее крупные из них приобретали почти круговые орбиты и в своем росте начали обгонять другие тела, став потенциальными зародышами будущих планет. Как более массивные тела, новообразования присоединяли к себе оставшееся вещество газопылевого облака.

В конце концов сформировалось девять больших планет, движение которых по орбитам остается устойчивым на протяжение миллиардов лет.

Гипотеза X. Альвена и С. Аррениуса. На протяжении XX в. выдвигался целый ряд противоречащих друг другу гипотез о происхождении Солнца и Солнечной системы, из которых наиболее убедительной и популярной стала гипотеза шведских астрономов X. Альвена и С. Аррениуса.

Они исходили из предположения, что в природе существует единый механизм планетообразования, действие которого проявляется и в случае образования планет около звезды, и в случае появления планет-спутников около планеты.

Для объяснения — этого механизма они привлекают совокупность различных сил — гравитацию, магнитогидродинамику, электромагнетизм, плазменные процессы.

Альвен и Аррениус отказались от традиционного допущения об образовании Солнца и планет из одного массива вещества в одном нераздельном процессе.

Они считают, что сначала из газопылевого облака возникло первичное тело — звезда, а затем к нему из другого газопылевого облака, через которое по своей орбите двигалось Солнце, поступил материал для образования вторичных тел.

Таким образом, к моменту, когда начали образовываться планеты, центральное тело системы уже существовало. К такому выводу исследователи пришли в результате многолетнего изучения изотопного состава вещества метеоритов, Солнца и Земли.

При этом были обнаружены отклонения в изотопном составе ряда элементов, содержащихся в метеоритах и земных породах, от изотопного состава тех же элементов на Солнце. Это говорит о различном происхождении этих элементов.

Отсюда следует, что основная масса вещества Солнечной системы поступила из одного газопылевого облака, и из него образовалось Солнце. Значительно меньшая часть вещества, не превышающая 0,15 массы Солнца, с другим изотопным составом поступила из другого газопылевого облака, и она послужила материалом для формирования планет и метеоритов. Если бы масса этого облака была больше, оно аккумулировалось бы не в систему планет, а в звездообразный спутник Солнца.

Чтобы образовать планетную систему, звезда должна обладать рядом признаков:

мощным  магнитным  полем,  величина  которого  превышает определенное критическое значение;

пространство в окрестностях звезды должно быть заполнено разреженной плазмой, создающей солнечный ветер.

Молодое Солнце, предположительно обладавшее значительным магнитным моментом, имело размеры, превышавшие нынешние, но не доходившие до орбиты Меркурия. Его окружала гигантская сверхкорона, представлявшая собой разреженную намагниченную плазму.

Как и в наши дни, с поверхности Солнца вырывались протуберанцы, но выбросы тех лет имели протяженность в сотни миллионов километров и достигали орбиты современного Плутона. Токи в них оценивались в сотни миллионов ампер и более. Это способствовало стягиванию плазмы в узкие каналы.

В них возникали разрывы, пробои, откуда разбегались мощные ударные волны, уплотнявшие плазму на пути их следования. Плазма сверхкороны быстро становилась неоднородной и неравномерной.

Когда молодое Солнце начало свое прохождение через газопылевое облако, мощное гравитационное воздействие звезды начало притягивать поток газовых и пылевых частиц, послуживших материалом для образования вторичных тел.

Поступавшие из внешнего резервуара нейтральные частицы вещества под действием гравитации падали к центральному телу. Но при этом они попадали в сверхкорону Солнца. Там они ионизировались, и в зависимости от химического состава тормозились на разных расстояниях от центрального тела.

Таким образом, с самого начала имела место дифференциация допланетного облака по химическому и весовому составу. В конечном счете, выделились три-четыре концентрические области, плотность частиц в которых примерно на семь порядков превышала их плотности в промежутках.

Это объясняет тот факт, что вблизи Солнца располагаются планеты земной группы, которые при относительно малых размерах имеют высокую плотность (от 3 до 5,5 г/см3), а планеты-гиганты — намного меньшие плотности (1-2 г/см3).

Сверхкорона, по мере накопления в ней выпадающего вещества, начинала отставать в своем вращении от вращения центрального тела. Стремление выровнять угловые скорости тела и короны заставляли плазму вращаться быстрее. Но это происходило за счет замедления вращения центрального тела.

Ускорение плазмы увеличивало центробежные силы, оттесняя их от звезды. Между центральным телом и плазмой образовалась область с очень низкой плотностью вещества.

Таким образом, создалась благоприятная обстановка для конденсации нелетучих веществ путем их выпадения из плазмы в виде отдельных зерен. Эти зерна получали от плазмы импульс и, двигаясь по орбитам будущих планет, уносили с собой часть момента количества движения в Солнечной системе.

Сегодня на долю планет, суммарная масса которых составляет только 0,1% массы всей системы, приходится 99% суммарного момента количества движения.

Множественные соударения между зернами приводили к их агрегации в большие группы. Затем эти зерна слипались в зародышевые ядра, к которым продолжали прилипать частицы, и они постепенно разрастались до крупных тел — планетезималий.

Сталкиваясь друг с другом, планетезималии образовывали допланетные тела. Их первоначальное количество оценивается во множество миллионов. Образование планетезималий продолжалось десятки тысяч лет. Формирование же самих планет заняло от 105 до 108 лет.

Столкновение планетезималий друг с другом привело к тому, что наиболее крупные «з них начали еще более увеличиваться в размерах, вследствие чего и образовались планеты.

А как только планетные тела оформились настолько, что возле них появилось достаточно сильное собственное магнитное поле, то начался процесс образования спутников, в миниатюре повторяющий то, что произошло при образовании самих планет.

Источник: https://student.zoomru.ru/kse/problema-proishozhdeniya-i-razvitiya-zemli/251174.2051268.s1.html

Реферат: Проблемы происхождения и развития земли 2

Проблемы происхождения и развития Земли

Федеральное агентство по образованию РФ

Государственного образовательного учреждения высшего профессионального образования

Владимирский государственный университет

Муромский институт (филиал)

Специальность: 040101.65

Социальная работа

Факультет:____________

Кафедра: _____________

Контрольная работа

По курсу: Концепция современного Естествознания

Тема:___ Проблемы происхождения и развития земли .

Руководитель:

Соловьев Л. П.______

(фамилия, инициалы)

_______________________________

(подпись) (дата)

Выполнил:

Студент СРз – 109

Паршина Е.В. ______

( фамилия, инициалы)

________________

(подпись)(дата)

Муром 2010 год

Ведение……………………………………………………………2

Глава ι. происхождение земли……………………………….7

1.1 Модель большого взрыва……………………………

1.2. Теория Канта………………………………………….7

1.3. Небулярная теория Лапласа………………………….8

1.4. Современные теории………………………………….9

Заключение…………………………………………………………11

Список литературы………………………………………………..12

Введение

Земля — одна из девяти планет, вращающихся вокруг Солнца. Многие звезды, подобные нашему Солнцу, образуют галактику Млечного Пути.

В свою очередь, спиральная галактика Млечного Пути -одна из множеств галактик разной формы, существующих во Вселенной. Она включает свыше 100 млрд. звезд.

Таким образом, можно представить, насколько многообразна и бесконечна наша Вселенная. Во все времена люди хотели знать, откуда и каким образом произошел мир, в котором мы живем.

С появлением науки в ее современном понимании на смену мифологическим и религиозным приходят научные представления о происхождении мира. Наука отличается от мифологии тем, что стремится не к объяснению мира в целом, а к формулированию законов развития природы, допускающих эмпирическую проверку.

Окружающий нас мир — это, прежде всего, мир земной природы. Комплекс наук о земле называют геологией. Земля место и необходимое условие существования человечества.

Решение вопроса о происхождении Земли значительно затрудняется тем, что других подобных систем мы пока не наблюдаем.

Нашу солнечную систему не с чем пока ещё сравнивать, хотя системы, подобные ей, должны быть достаточно распространены и их возникновение должно быть не случайным, а закономерным явлением.

В настоящее время при проверке той или иной гипотезы о происхождении Солнечной системы в значительной мере основывается на данных о химическом составе и возрасте пород Земли и других тел Солнечной системы.

Целью данной работы является изучение проблем происхождения и развития Земли. В работе поставлены следующие задачи:

· изучение основных гипотез происхождения и развития Земли.

Глава ι. происхождение земли

1.1 Модель Большого Взрыва.

Наблюдаемая нами Вселенная, по данным современной науки, возникла в результате Большого взрыва около 15-20 млрд. лет назад. Представление о Большом Взрыве является составной частью модели расширяющейся Вселенной.

Все вещество Вселенной в начальном состоянии находилось в сингулярной точке: бесконечная плотность массы, бесконечная кривизна пространства и взрывное, замедляющееся со временем расширение при высокой температуре, при которой могла существовать только смесь элементарных частиц. Затем последовал взрыв. «Вначале был взрыв.

Не такой взрыв, который знаком нам на Земле и который начинается из определенного центра и затем распространяется, захватывая все больше и больше пространства, а взрыв, который произошел одновременно везде, заполнив с самого начала все пространство, причем каждая частица материи устремилась прочь от любой другой частицы», — писал в своей работе С. Вейнберг.

Что же было после Большого взрыва? Образовался сгусток плазмы — состояния, в котором находятся элементарные частицы — нечто среднее между твердым и жидким состоянием, который и начал расширяться все больше и больше под действием взрывной волны. Через 0,01 сек после начала Большого Взрыва во Вселенной появилась смесь легких ядер. Так появились не только материя и многие химические элементы, но и пространство и время.

Космическая пыль. Возраст нашей планеты Земля составляет около 5 млрд. лет. Общепринята гипотеза, по которой Земля и все планеты сконденсировались из космической пыли, расположенной в окрестностях Солнца.

Предполагается, что частицы пыли состояли из железа с примесью никеля, либо из силикатов, в состав которых входит кремний. Газы тоже присутствовали, и они конденсировались, образуя органические соединения, в состав которых входит углерод.

Затем образовались углеводороды (соединения углерода с водородом) и соединения азота.

Древнейшая Земля весьма мало напоминала планету, на которой мы сейчас живем. Её атмосфера состояла из водяных паров, углекислого газа и, по одним, — из азота, по другим — из метана и аммиака.

Кислорода в воздухе безжизненной планеты не было, в атмосфере древней Земли гремели грозы, её пронизывало жёсткое ультрафиолетовое излучение Солнца, на планете извергались вулканы.

Исследования показывают, что полюса на Земле менялись, и когда-то Антарктида была вечнозеленой. Вечная мерзлота образовалась 100 тыс. лет назад после великого оледенения.

1.2. Теория Канта

На протяжении многих веков вопрос о происхождении Земли оставался монополией философов, так как фактический материал в этой области почти полностью отсутствовал.

Первые научные гипотезы относительно происхождения Земли и солнечной системы, основанные на астрономических наблюдениях, были выдвинуты только лишь в XIII веке.

С тех пор не переставали появляться все новые и новые теории, соответственно росту наших космогонических представлений.

Первой в этом ряду была знаменитая теория, сформулированная в 1755 году немецким философом Иммануилом Кантом. Кант считал, что солнечная система возникла из некой первичной материи, до того свободно рассеянной в космосе.

Частицы этой материи перемещались в различных направлениях и, сталкиваясь, друг с другом, теряли скорость. Наиболее тяжелые и плотные из них под действием силы притяжения соединялись друг с другом, образуя центральный сгусток — Солнце, которое, в свою очередь, притягивало более удаленные, мелкие и легкие частицы.4

Таким образом, возникло некоторое количество вращающихся тел, траектории которых взаимно пересекались. Часть этих тел, первоначально двигавшихся в противоположных направлениях, в конечном счете, были втянуты в единый поток и образовали кольца газообразной материи, расположенные приблизительно в одной плоскости и вращающиеся вокруг Солнца в одном направлении, не мешая, друг другу.

В отдельных кольцах образовывались более плотные ядра, к которым постепенно притягивались более легкие частицы, формируя шаровидные скопления материи; так складывались планеты, которые продолжали кружить вокруг Солнца в той же плоскости, что и первоначальные кольца газообразного вещества.

1.3.Небулярная теория Лапласа

В 1796 году французский математик и астроном Пьер-Симон Лаплас выдвинул теорию, несколько отличную от предыдущей. Лаплас полагал, что Солнце существовало первоначально в виде огромной раскаленной газообразной туманности (небулы) с незначительной плотностью, но зато колоссальных размеров. Эта туманность, согласно Лапласу, первоначально медленно вращалась в пространстве.

Под влиянием сил гравитации туманность постепенно сжималась, причем скорость ее вращения увеличивалась. Возрастающая в результате центробежная сила придавала туманности уплощенную, а затем и линзовидную форму.

В экваториальной плоскости туманности соотношение между притяжением и центробежной силой изменялось в пользу этой последней, так что, в конечном счете, масса вещества, скопившегося в экваториальной зоне туманности, отделилась от остального тела и образовала кольцо.

От продолжавшей вращаться туманности последовательно отделялись все новые кольца, которые, конденсируясь в определенных точках, постепенно превращались в планеты и другие тела солнечной системы.

В общей сложности от первоначальной туманности отделилось десять колец, распавшихся на девять планет и пояс астероидов — мелких небесных тел.

Спутники отдельных планет сложились из вещества вторичных колец, оторвавшихся от раскаленной газообразной массы планет.

Вследствие продолжавшегося уплотнения материи температура новообразованных тел была исключительно высокой. В то время и наша Земля, по П. Лапласу, представляла собой раскаленный газообразный шар, светившийся подобно звезде.

Постепенно, однако, этот шар остывал, его материя переходила в жидкое состояние, а затем, по мере дальнейшего охлаждения, на его поверхности стала образовываться твердая кора.

Эта кора была окутана тяжелыми атмосферными парами, из которых при остывании конденсировалась вода.

Эти две теории взаимно дополняли друг друга, поэтому в литературе они часто упоминаются под общим названием как гипотеза Канта-Лапласа. Поскольку наука не располагала в то время более приемлемыми объяснениями, у этой теории было в XIX веке множество последователей.

1.4.Современные теории развития Земли.

В XIX веке в геологии сформировались две концепции развития Земли.

1. Теория «катастроф», согласно которой развитие земли осуществляется посредством скачков, катастроф, ее основателем является Жорж Кювье.

Он считал, что наша Земля обязана своим образованием некоему вмешательству извне, например, близкой встрече Солнца с какой-то блуждающей звездой, вызвавшей извержение части солнечного вещества.

В результате расширения раскаленная газообразная материя быстро остывала и уплотнялась, образуя большое количество маленьких твердых частиц, скопления которых были чем-то вроде зародышей планет.

2. Эволюционная теория ее выдвинул Чарльз Лайлель- «Принцип униформизма» . Развитие осуществляется посредством небольших изменений, осуществляющих в одном и том же направлении. Суммируясь, эти изменения приводят к значительным результатам.

3. В последние годы американскими и советскими учеными был выдвинут ряд новых гипотез. Если раньше считалось, что в эволюции Земли происходил непрерывный процесс отдачи тепла, то в новых теориях развитие Земли рассматривается как результат многих разнородных, порой противоположных процессов.

Одновременно с понижением температуры и потерей энергии могли действовать и другие факторы, вызывающие выделение больших количеств энергии и компенсирующие таким образом убыль тепла.

Одно из этих современных предположений его автор американский астроном Ф. Л. Уайпль (1948) назвал «теорией пылевого облака».

Однако по существу это ничто иное как видоизмененный вариант небулярной теории Канта-Лапласа.5

Любопытно, что на новом уровне, вооруженные более совершенной техникой и более глубокими познаниями о химическом составе солнечной системы, астрономы вернулись к мысли о том, что Солнце и планеты возникли из обширной, нехолодной туманности, состоящей из газа и пыли.

Мощные телескопы обнаружили в межзвездном пространстве многочисленные газовые и пылевые «облака», из которых некоторые действительно конденсируются в новые звезды.

В связи с этим первоначальная теория Канта-Лапласа была переработана с привлечением новейших данных; она может сослужить еще хорошую службу в деле объяснения процесса возникновения солнечной системы.

Успехи физики XX века способствовали существенному продвижению в познании истории Земли. В 1908 году ирландский ученый Д.

Джоли сделал сенсационный доклад о геологическом значении радиоактивности: количество тепла, испущенного радиоактивными элементами, вполне достаточно, чтобы объяснить существование расплавленной магмы и извержение вулканов, а также смещение континентов и горообразование.

С его точки зрения, элемент материи — атом — имеет строго определенную длительность существования и неизбежно распадается. В следующем 1909 году русский ученый В. И. Вернадский основывает геохимию — науку об истории атомов Земли и ее химико-физической эволюции.

В соответствии с современными взглядами температура ядра Земли может быть низкой, а процессы в земной коре имеют радиоактивную природу. Сначала Земля была холодной. Атомы радиоактивных элементов, распадаясь, выделяли тепло, и недра разогревались. Это повлекло за собой выделение газов и водяных паров, которые, выходя на поверхность, положили начало воздушной оболочке и океанам.

В 1915 году немецкий геофизик А. Вегенер предположил, исходя из очертаний континентов, что в карбоне (геологический период) существовал единый массив суши, названный им Пангеей (греч. «вся земля»).

Пангея раскололась на Лавразию и Гондвану. 135 млн. лет назад Африка отделилась от Южной Америки, а 85 млн. лет назад Северная Америка — от Европы; 40 млн.

лет назад Индийский материк столкнулся с Азией и появились Тибет и Гималаи.

Решающим аргументом в пользу принятия данной концепции А. Вегенера стало эмпирическое обнаружение в конце 50-х годов расширения дна океанов, что послужило отправной точкой создания тектоники литосферных плит.

В настоящее время считается, что континенты расходятся под влиянием глубинных конвективных течений, направленных вверх и в стороны и тянущих за собой плиты, на которых плавают континенты. Эту теорию подтверждают и биологические данные о распространении животных на нашей планете.

Теория дрейфа континентов, основанная на тектонике литосферных плит, ныне общепринята в геологии.

Глобальная тектоника.

Свою лепту в возрождение концепции дрейфа внесли и высокие технологии: именно компьютерное моделирование в середине 1960-х годов показало хорошее совпадение границ континентальных масс не только для Циркум-Атлантики, но и для ряда остальных материков — Восточной Африки и Индостана, Австралии и Антарктиды.

В результате в конце 60-х появилась концепция тектоники плит, или новой глобальной тектоники.

Предложенная сначала чисто умозрительно для решения частной задачи -распределения землетрясений различной глубинности на поверхности Земли, — она сомкнулась с представлениями о дрейфе континентов и мгновенно получила всеобщее признание. К 1980 году — столетию со дня рождения Альфреда Вегенера — стало принято говорить о формировании новой парадигмы в геологии. И даже о научной революции, сопоставляемой с революцией в физике начала XX века…

Согласно этой концепции, земная кора разбита на несколько огромных литосферных плит, которые постоянно двигаются и продуцируют землетрясения.

Первоначально было выделено несколько литосферных плит: Евразийская, Африканская, Северо — и Южноамериканская, Австралийская, Антарктическая, Тихоокеанская.

Все они, кроме Тихоокеанской, чисто океанической, включают в себя части как с континентальной, так и океанической корой. И дрейф континентов в рамках этой концепции — не более чем их пассивное перемещение вместе с литосферными плитами.

В основе глобальной тектоники лежит представление о литосферных плитах, фрагментах земной поверхности, рассматриваемых, как абсолютно жесткие тела, перемещающиеся словно по воздушной подушке по слою разуплотненной мантии —

астеносфере, со скоростью от 1-2 до 10-12 см в год. В большинстве своем они включают как континентальные массы с корой, условно называемой «гранитной», так и участки с корой океанической, условно называемой «базальтовой» и образованной породами с низким содержанием кремнезема.

Учёным совершенно не ясно, куда движутся и движутся ли материки вообще, а если движутся, то за счёт действия каких сил и источников энергии.

Широко распространённое предположение о том, что причиной движения земной коры служит тепловая конвекция, по сути, неубедительно, ибо оказалось, что такого рода предположения идут вразрез с основными положениями многих физических законов, экспериментальных данных и многочисленных наблюдений, включая данные космических исследований о тектонике и строении других планет. Реальных схем тепловой конвекции, не противоречащих законам физики, и единого логически обоснованного механизма движения вещества, одинаково приемлемых для условий недр звёзд, планет и их спутников, до сих пор не найдено.

В срединно-океанических хребтах образуется новая разогретая океаническая кора, которая, остывая, снова погружается в недра мантии и рассеивает тепловую энергию, идущую на перемещение плит земной коры.

Гигантские геологические процессы, такие как вздымание горных хребтов, мощные землетрясения, образование глубоководных впадин, извержение вулканов, — все они, в конце концов, порождаются движением плит земной коры, при котором происходит постепенное охлаждение мантии нашей планеты.

Каждая из этих космогонических теорий внесла свой вклад в дело выяснения сложного комплекса проблем, связанных с происхождением Земли.

Все они рассматривают возникновение Земли и солнечной системы как закономерный результат развития звезд и вселенной в целом. Земля появилась одновременно с другими планетами, которые, как и она, вращаются вокруг Солнца и являются важнейшими элементами солнечной системы.

Заключение

Подводя итог работы, отметим, что поставленные задачи работы были решены:

· были изучены основные гипотезы происхождения и развития Земли.

Солнце играет исключительную роль в жизни Земли. Весь органический мир нашей планеты обязан Солнцу своим существованием. Солнце — не только источник света и тепла, но и первоначальный источник многих других видов энергии (энергии нефти, угля, воды, ветра). Издавна у разных народов Солнце было объектом поклонения.

Его считали самым могущественным божеством. Солнце – это наша звезда. Изучая Солнце, мы узнаём о многих явлениях и процессах, происходящих на другихзвёздах и недоступных непосредственному наблюдению из-за огромных расстояний, которые отделяют нас от звёзд.Возраст Солнца примерно равен 4.5 миллиарда лет.

С момента своего рождения оно израсходовало половину водорода содержащегося в ядре. Оно будет продолжать «мирно» излучать следующие 5 миллиардов лет или около того (хотя его светимость возрастет примерно вдвое за это время).

Но, в конце концов, оно исчерпает водородное топливо, что приведет к радикальным переменам, что является обычным для звезд, но увы приведет к полному уничтожению Земли (и созданию планетарной туманности).

Список используемых источников

1. Баев, К Л. Земля и Планеты./К.Л. Баев. – М.: Наука, 2001.

2. Горелов А.А. Концепции современного естествознания, учебное пособие, издательство «Центр», Москва, 1997 г

3. Дубнищева, Т.Я. Концепции современного естествознания./Т.Я. Дубнищева. – Новосибирск: ООО «Издательство ЮКЭА», 2005.

4. Канке, В.А. Концепции современного естествознания: Учебник для вузов. Издание второе, исправленное./В.А. Канке. – М.: Логос, 2002.

5. Климишин, И.А. Астрономия наших дней./И.А. Климишин. – М.: Наука, 2000.

6. Концепция современного естествознания (система основных понятий)6учебно-методич. Пособие- М.: «Флинта» 2005. -576 с.

7. Кокин, А.В. Концепции современного естествознания./А.В. Кокин. – М.: Приор, 1998.

4 Маракушев А.А., «Происхождение Земли и природа ее эндогенной активности», М., «Наука», 1999, с.23

5 Маракушев А.А., «Происхождение Земли и природа ее эндогенной активности», М., «Наука», 1999, с.78

Источник: https://www.bestreferat.ru/referat-241905.html

�������� ������������� � �������� ����� 2

Проблемы происхождения и развития Земли

����������� ��������� �� ����������� ��

���������������� ���������������� ���������� ������� ����������������� �����������

������������ ��������������� �����������

��������� �������� (������)

�������������: 040101.65

���������� ������

���������:____________

�������: _____________

����������� ������

�� �����: ��������� ������������ ��������������

����:___ �������� ������������� � �������� ����� .

������������:

�������� �. �.______

(�������, ��������)

_______________________________

(�������) (����)

��������:

������� ��� � 109

������� �.�. ______

( �������, ��������)

________________

(�������)(����)

����� 2010 ���

����������

������充���������������������2

����� Ι. ������������� ����腅����������.7

1.1 ������ �������� ���������������

1.2. ������ �������������������.7

1.3. ���������� ������ ���������������.8

1.4. ����������� �����腅�����������.9

���������充�������������������…11

������ ����������������������������..12

��������

����� — ���� �� ������ ������, ����������� ������ ������. ������ ������, �������� ������ ������, �������� ��������� �������� ����.

� ���� �������, ���������� ��������� �������� ���� -���� �� �������� �������� ������ �����, ������������ �� ���������. ��� �������� ����� 100 ����. �����.

����� �������, ����� �����������, ��������� ������������ � ���������� ���� ���������. �� ��� ������� ���� ������ �����, ������ � ����� ������� ��������� ���, � ������� �� �����.

� ���������� ����� � �� ����������� ��������� �� ����� �������������� � ����������� �������� ������� ������������� � ������������� ����. ����� ���������� �� ��������� ���, ��� ��������� �� � ���������� ���� � �����, � � �������������� ������� �������� �������, ����������� ������������ ��������.

���������� ��� ��� — ���, ������ �����, ��� ������ �������. �������� ���� � ����� �������� ���������. ����� ����� � ����������� ������� ������������� ������������.

������� ������� � ������������� ����� ����������� ������������ ���, ��� ������ �������� ������ �� ���� �� ���������.

���� ��������� ������� �� � ��� ���� ��� ����������, ���� �������, �������� ��, ������ ���� ���������� �������������� � �� ������������� ������ ���� �� ���������, � ������������ ��������.

� ��������� ����� ��� �������� ��� ��� ���� �������� � ������������� ��������� ������� � ������������ ���� ������������ �� ������ � ���������� ������� � �������� ����� ����� � ������ ��� ��������� �������.

����� ������ ������ �������� �������� ������� ������������� � �������� �����. � ������ ���������� ��������� ������:

� �������� �������� ������� ������������� � �������� �����.

����� Ι. ������������� �����

1.1 ������ �������� ������.

����������� ���� ���������, �� ������ ����������� �����, �������� � ���������� �������� ������ ����� 15-20 ����. ��� �����. ������������� � ������� ������ �������� ��������� ������ ������ ������������� ���������.

��� �������� ��������� � ��������� ��������� ���������� � ����������� �����: ����������� ��������� �����, ����������� �������� ������������ � ��������, ������������� �� �������� ���������� ��� ������� �����������, ��� ������� ����� ������������ ������ ����� ������������ ������. ����� ���������� �����. �������� ��� �����.

�� ����� �����, ������� ������ ��� �� ����� � ������� ���������� �� ������������� ������ � ����� ����������������, ���������� ��� ������ � ������ ������������, � �����, ������� ��������� ������������ �����, �������� � ������ ������ ��� ������������, ������ ������ ������� ������� ����������� ����� �� ����� ������ ��������, — ����� � ����� ������ �. ��������.

��� �� ���� ����� �������� ������? ����������� ������� ������ — ���������, � ������� ��������� ������������ ������� — ����� ������� ����� ������� � ������ ����������, ������� � ����� ����������� ��� ������ � ������ ��� ��������� �������� �����. ����� 0,01 ��� ����� ������ �������� ������ �� ��������� ��������� ����� ������ ����. ��� ��������� �� ������ ������� � ������ ���������� ��������, �� � ������������ � �����.

����������� ����. ������� ����� ������� ����� ���������� ����� 5 ����. ���. ����������� ��������, �� ������� ����� � ��� ������� ����������������� �� ����������� ����, ������������� � ������������ ������.

��������������, ��� ������� ���� �������� �� ������ � �������� ������, ���� �� ���������, � ������ ������� ������ �������. ���� ���� ��������������, � ��� ����������������, ������� ������������ ����������, � ������ ������� ������ �������.

����� ������������ ������������ (���������� �������� � ���������) � ���������� �����.

���������� ����� ������ ���� ���������� �������, �� ������� �� ������ �����. Ÿ ��������� �������� �� ������� �����, ����������� ���� �, �� �����, — �� �����, �� ������ — �� ������ � �������.

��������� � ������� ������������ ������� �� ����, � ��������� ������� ����� ������� �����, � ����������� ������ ���������������� ��������� ������, �� ������� ����������� �������.

������������ ����������, ��� ������ �� ����� ��������, � �����-�� ���������� ���� ������������. ������ �������� ������������ 100 ���. ��� ����� ����� �������� ����������.

1.2. ������ �����

�� ���������� ������ ����� ������ � ������������� ����� ��������� ���������� ���������, ��� ��� ����������� �������� � ���� ������� ����� ��������� ������������.

������ ������� �������� ������������ ������������� ����� � ��������� �������, ���������� �� ��������������� �����������, ���� ��������� ������ ���� � XIII ����.

� ��� ��� �� ����������� ���������� ��� ����� � ����� ������, �������������� ����� ����� ��������������� �������������.

������ � ���� ���� ���� ���������� ������, ���������������� � 1755 ���� �������� ��������� ���������� ������. ���� ������, ��� ��������� ������� �������� �� ����� ��������� �������, �� ���� �������� ���������� � �������.

������� ���� ������� ������������ � ��������� ������������ �, �����������, ���� � ������, ������ ��������. �������� ������� � ������� �� ��� ��� ��������� ���� ���������� ����������� ���� � ������, ������� ����������� ������� — ������, �������, � ���� �������, ����������� ����� ���������, ������ � ������ �������.4

����� �������, �������� ��������� ���������� ����������� ���, ���������� ������� ������� ������������. ����� ���� ���, ������������� ����������� � ��������������� ������������, � �������� �����, ���� ������� � ������ ����� � ���������� ������ ������������ �������, ������������� �������������� � ����� ��������� � ����������� ������ ������ � ����� �����������, �� �����, ���� �����.

� ��������� ������� �������������� ����� ������� ����, � ������� ���������� ������������� ����� ������ �������, �������� ���������� ��������� �������; ��� ������������ �������, ������� ���������� ������� ������ ������ � ��� �� ���������, ��� � �������������� ������ ������������� ��������.

1.3.���������� ������ �������

� 1796 ���� ����������� ��������� � �������� ����-����� ������ �������� ������, ��������� �������� �� ����������. ������ �������, ��� ������ ������������ ������������� � ���� �������� ����������� ������������ ���������� (������) � �������������� ����������, �� ���� ������������ ��������. ��� ����������, �������� �������, ������������� �������� ��������� � ������������.

��� �������� ��� ���������� ���������� ���������� ���������, ������ �������� �� �������� �������������. ������������ � ���������� ������������ ���� ��������� ���������� ����������, � ����� � ����������� �����.

� �������������� ��������� ���������� ����������� ����� ����������� � ������������ ����� ���������� � ������ ���� ���������, ��� ���, � �������� �����, ����� ��������, ������������ � �������������� ���� ����������, ���������� �� ���������� ���� � ���������� ������.

�� ������������ ��������� ���������� ��������������� ���������� ��� ����� ������, �������, ������������� � ������������ ������, ���������� ������������ � ������� � ������ ���� ��������� �������.

� ����� ��������� �� �������������� ���������� ���������� ������ �����, ����������� �� ������ ������ � ���� ���������� — ������ �������� ���.

�������� ��������� ������ ��������� �� �������� ��������� �����, ������������ �� ����������� ������������ ����� ������.

���������� ��������������� ���������� ������� ����������� ���������������� ��� ���� ������������� �������. � �� ����� � ���� �����, �� �. �������, ������������ ����� ����������� ������������ ���, ����������� ������� ������.

����������, ������, ���� ��� �������, ��� ������� ���������� � ������ ���������, � �����, �� ���� ����������� ����������, �� ��� ����������� ����� �������������� ������� ����.

��� ���� ���� ������� �������� ������������ ������, �� ������� ��� ��������� ���������������� ����.

��� ��� ������ ������� ��������� ���� �����, ������� � ���������� ��� ����� ����������� ��� ����� ��������� ��� �������� �����-�������. ��������� ����� �� ����������� � �� ����� ����� ����������� ������������, � ���� ������ ���� � XIX ���� ��������� ��������������.

1.4.����������� ������ �������� �����.

� XIX ���� � �������� �������������� ��� ��������� �������� �����.

1. ������ «���������», �������� ������� �������� ����� �������������� ����������� �������, ���������, �� ����������� �������� ���� �����.

�� ������, ��� ���� ����� ������� ����� ������������ ������� ������������� �����, ��������, ������� ������� ������ � �����-�� ���������� �������, ��������� ���������� ����� ���������� ��������.

� ���������� ���������� ����������� ������������ ������� ������ �������� � �����������, ������� ������� ���������� ��������� ������� ������, ��������� ������� ���� ���-�� ����� ��������� ������.

2. ������������ ������ �� �������� ������ �������- �������� ����������� . �������� �������������� ����������� ��������� ���������, �������������� � ����� � ��� �� �����������. ����������, ��� ��������� �������� � ������������ �����������.

3. � ��������� ���� ������������� � ���������� ������� ��� �������� ��� ����� �������. ���� ������ ���������, ��� � �������� ����� ���������� ����������� ������� ������ �����, �� � ����� ������� �������� ����� ��������������� ��� ��������� ������ �����������, ����� ��������������� ���������.

������������ � ���������� ����������� � ������� ������� ����� ����������� � ������ �������, ���������� ��������� ������� ��������� ������� � �������������� ����� ������� ����� �����.

���� �� ���� ����������� ������������� ��� ����� ������������ �������� �. �. ������ (1948) ������ �������� �������� ������.

������ �� �������� ��� ����� ���� ��� �������������� ������� ���������� ������ �����-�������.5

���������, ��� �� ����� ������, ����������� ����� ����������� �������� � ����� ��������� ���������� � ���������� ������� ��������� �������, ��������� ��������� � ����� � ���, ��� ������ � ������� �������� �� ��������, ���������� ����������, ��������� �� ���� � ����.

������ ��������� ���������� � ����������� ������������ �������������� ������� � ������� �������, �� ������� ��������� ������������� �������������� � ����� ������.

� ����� � ���� �������������� ������ �����-������� ���� ������������ � ������������ �������� ������; ��� ����� ��������� ��� ������� ������ � ���� ���������� �������� ������������� ��������� �������.

������ ������ XX ���� �������������� ������������� ����������� � �������� ������� �����. � 1908 ���� ���������� ������ �.

����� ������ ������������ ������ � ������������� �������� ���������������: ���������� �����, ����������� �������������� ����������, ������ ����������, ����� ��������� ������������� ������������� ����� � ���������� ��������, � ����� �������� ����������� � ���������������.

� ��� ����� ������, ������� ������� — ���� — ����� ������ ������������ ������������ ������������� � ��������� �����������. � ��������� 1909 ���� ������� ������ �. �. ���������� ���������� �������� — ����� �� ������� ������ ����� � �� ������-���������� ��������.

� ������������ � ������������ ��������� ����������� ���� ����� ����� ���� ������, � �������� � ������ ���� ����� ������������� �������. ������� ����� ���� ��������. ����� ������������� ���������, ����������, �������� �����, � ����� �������������. ��� �������� �� ����� ��������� ����� � ������� �����, �������, ������ �� �����������, �������� ������ ��������� �������� � �������.

� 1915 ���� �������� �������� �. ������� �����������, ������ �� ��������� �����������, ��� � ������� (������������� ������) ����������� ������ ������ ����, ��������� �� ������� (����. ���� ������).

������ ����������� �� �������� � ��������. 135 ���. ��� ����� ������ ���������� �� ����� �������, � 85 ���. ��� ����� �������� ������� — �� ������; 40 ���.

��� ����� ��������� ������� ���������� � ����� � ��������� ����� � �������.

�������� ���������� � ������ �������� ������ ��������� �. �������� ����� ������������ ����������� � ����� 50-� ����� ���������� ��� �������, ��� ��������� ��������� ������ �������� ��������� ����������� ����.

� ��������� ����� ���������, ��� ���������� ���������� ��� �������� ��������� ������������ �������, ������������ ����� � � ������� � ������� �� ����� �����, �� ������� ������� ����������. ��� ������ ������������ � ������������� ������ � ��������������� �������� �� ����� �������.

������ ������ �����������, ���������� �� ��������� ����������� ����, ���� ����������� � ��������.

���������� ���������.

���� ����� � ����������� ��������� ������ ������ � ������� ����������: ������ ������������ ������������� � �������� 1960-� ����� �������� ������� ���������� ������ ��������������� ���� �� ������ ��� ������-���������, �� � ��� ���� ��������� ��������� — ��������� ������ � ���������, ��������� � ����������.

� ���������� � ����� 60-� ��������� ��������� ��������� ����, ��� ����� ���������� ���������.

������������ ������� ����� ������������ ��� ������� ������� ������ -������������� ������������� ��������� ����������� �� ����������� �����, — ��� ���������� � ��������������� � ������ ����������� � ��������� �������� �������� ���������. � 1980 ���� — �������� �� ��� �������� �������� �������� — ����� ������� �������� � ������������ ����� ��������� � ��������. � ���� � ������� ���������, �������������� � ���������� � ������ ������ XX ����

�������� ���� ���������, ������ ���� ������� �� ��������� �������� ����������� ����, ������� ��������� ��������� � ����������� �������������.

������������� ���� �������� ��������� ����������� ����: �����������, �����������, ������ — � ����������������, �������������, ��������������, �������������.

��� ���, ����� �������������, ����� ������������, �������� � ���� ����� ��� � ���������������, ��� � ������������ �����. � ����� ����������� � ������ ���� ��������� — �� ����� ��� �� ��������� ����������� ������ � ������������ �������.

� ������ ���������� ��������� ����� ������������� � ����������� ������, ���������� ������ �����������, ���������������, ��� ��������� ������� ����, �������������� ������ �� ��������� ������� �� ���� �������������� ������ —

�����������, �� ��������� �� 1-2 �� 10-12 �� � ���. � ����������� ����� ��� �������� ��� ��������������� ����� � �����, ������� ���������� ����������, ��� � ������� � ����� ������������, ������� ���������� ������������ � ������������ �������� � ������ ����������� ����������.

������ ���������� �� ����, ���� �������� � �������� �� �������� ������, � ���� ��������, �� �� ���� �������� ����� ��� � ���������� �������.

������ ��������������� ������������� � ���, ��� �������� �������� ������ ���� ������ �������� ���������, �� ����, �������������, ��� ���������, ��� ������ ���� ������������� ���� ������� � ��������� ����������� ������ ���������� �������, ����������������� ������ � �������������� ����������, ������� ������ ����������� ������������ � ��������� � �������� ������ ������. �������� ���� �������� ���������, �� �������������� ������� ������, � ������� ��������� ������������� ��������� �������� ��������, ��������� ���������� ��� ������� ���� ����, ������ � �� ���������, �� ��� ��� �� �������.

� ��������-������������ ������� ���������� ����� ���������� ������������ ����, �������, �������, ����� ����������� � ����� ������ � ���������� �������� �������, ������ �� ����������� ���� ������ ����.

���������� ������������� ��������, ����� ��� ��������� ������ �������, ������ �������������, ����������� ������������� ������, ���������� ��������, — ��� ���, � ����� ������, ����������� ��������� ���� ������ ����, ��� ������� ���������� ����������� ���������� ������ ����� �������.

������ �� ���� ��������������� ������ ������ ���� ����� � ���� ��������� �������� ��������� �������, ��������� � �������������� �����.

��� ��� ������������� ������������� ����� � ��������� ������� ��� ������������ ��������� �������� ����� � ��������� � �����. ����� ��������� ������������ � ������� ���������, �������, ��� � ���, ��������� ������ ������ � �������� ���������� ���������� ��������� �������.

����������

������� ���� ������, �������, ��� ������������ ������ ������ ���� ������:

� ���� ������� �������� �������� ������������� � �������� �����.

������ ������ �������������� ���� � ����� �����. ���� ������������ ��� ����� ������� ������ ������ ����� ��������������. ������ — �� ������ �������� ����� � �����, �� � �������������� �������� ������ ������ ����� ������� (������� �����, ����, ����, �����). ������� � ������ ������� ������ ���� �������� ����������.

��� ������� ����� �������������� ���������. ������ � ��� ���� ������. ������ ������, �� ����� � ������ �������� � ���������, ������������ �� ������������ � ����������� ����������������� ���������� ��-�� �������� ����������, ������� �������� ��� �� ����.������� ������ �������� ����� 4.5 ��������� ���.

� ������� ������ �������� ��� ������������� �������� �������� ������������� � ����. ��� ����� ���������� «�����» �������� ��������� 5 ���������� ��� ��� ����� ���� (���� ��� ���������� ��������� �������� ����� �� ��� �����).

��, � ����� ������, ��� ��������� ���������� �������, ��� �������� � ����������� ���������, ��� �������� ������� ��� �����, �� ��� �������� � ������� ����������� ����� (� �������� ����������� ����������).

������ ������������ ����������

1. ����, � �. ����� � �������./�.�. ����. � �.: �����, 2001.

2. ������� �.�. ��������� ������������ ��������������, ������� �������, ������������ ������, ������, 1997 �

3. ���������, �.�. ��������� ������������ ��������������./�.�. ���������. � �����������: ��� ������������� �����, 2005.

4. �����, �.�. ��������� ������������ ��������������: ������� ��� �����. ������� ������, ������������./�.�. �����. � �.: �����, 2002.

5. ��������, �.�. ���������� ����� ����./�.�. ��������. � �.: �����, 2000.

6. ��������� ������������ �������������� (������� �������� �������)6������-�������. �������- �.: ������� 2005. -576 �.

7. �����, �.�. ��������� ������������ ��������������./�.�. �����. � �.: �����, 1998.

4 ��������� �.�., �������������� ����� � ������� �� ���������� ����������, �., ������, 1999, �.23

5 ��������� �.�., �������������� ����� � ������� �� ���������� ����������, �., ������, 1999, �.78

����������   ..  3  4  5   ..

Источник: https://zinref.ru/000_uchebniki/00500biologia/000_lekcii_biologia_06/004.htm

Проблемы происхождения и развития Земли

Проблемы происхождения и развития Земли

Характеристика основных теорий происхождения Земли: гипотеза Канта-Лапласа и теория Большого Взрыва. Сущность современных теорий эволюции Земли. Образование Солнечной системы, возникновение условий для жизни. Возникновение гидросферы и атмосферы.

Дисциплина:Биология, естествознание, КСЕ
Вид работы:контрольная работа
Язык:русский
Дата добавления:26.01.2018
Размер файла:24 Kb
5882
Загрузок:70
Все приложения, графические материалы, формулы, таблицы и рисунки работы на тему: Проблемы происхождения и развития Земли (предмет: Биология, естествознание, КСЕ) находятся в архиве, который можно скачать с нашего сайта.Приступая к прочтению данного произведения (перемещая полосу прокрутки браузера вниз), Вы соглашаетесь с условиями открытой лицензии Creative Commons «Attribution» («Атрибуция») 4.0 Всемирная (CC BY 4.0).

Проблемы происхождения и развития Земли

f

  • ВВЕДЕНИЕ
  • 1 Теории происхождения Земли
    • 1.1 Гипотеза Канта-Лапласа
    • 1.2 Теория Большого Взрыва
    • 1.3 Современные теории
  • 2 Развитие Земли
    • 2.1 Образование Солнечной системы
    • 2.2 Возникновение условий для жизни
    • 2.3 Атмосфера и гидросфера
    • 2.4 Осадочные породы
  • Заключение
  • Список использованной литературы

fВВЕДЕНИЕВо все времена актуальным являлся вопрос, откуда и каким образом произошел мир, в котором мы живем. Планета Земля является ее мельчайшим звеном Вселенной. Поэтому, история возникновения Земли тесно связана с историей возникновения Вселенной.Теория, которой придерживается большинство современных ученых, утверждает, что Вселенная образовалась в результате так называемого Большого Взрыва. Невероятно горячий огненный шар, температура которого достигала миллиардов градусов, в какой-то момент взорвался и разбросал во всех направлениях потоки энергии и частиц материи, придав им колоссальное ускорение.Целью данной контрольной работы является раскрытие проблем происхождения и развития Земли. В соответствии с этой целью необходимо решить следующие задачи:· Рассмотреть теории происхождения Вселенной;· Рассмотреть теории происхождения Земли;· Проанализировать этапы развития Земли.f1 Теории происхождения Земли1.1 Гипотеза Канта-ЛапласаВ XVIII веке было выдвинуто две основные теории происхождения Земли, которые дополняли друг друга, поэтому в литературе они часто упоминаются под общим названием как гипотеза Канта-Лалласа. Поскольку наука не располагала в то время более приемлемыми объяснениями, у этой теории было в XIX веке множество последователей. Кэри У. В поисках закономерностей развития Земли и Вселенной. — М.: Феликс, 2002. — 547с.· В 1755 году немецкий философ Иммануил Кант сформулировал теорию, согласно которой солнечная система возникла из некой первичной материи, до того свободно рассеянной в космосе. Частицы этой материи перемещались в различных направлениях и, сталкиваясь друг с другом, теряли скорость. Наиболее тяжелые и плотные из них под действием силы притяжения соединялись друг с другом, образуя центральный сгусток — Солнце, которое, в свою очередь, притягивало более удаленные, мелкие и легкие частицы. Таким образом, возникло некоторое количество вращающихся тел, траектории которых взаимно пересекались. Часть этих тел, первоначально двигавшихся в противоположных направлениях, в конечном счете, были втянуты в единый поток и образовали кольца газообразной материи, расположенные приблизительно в одной плоскости и вращающиеся вокруг Солнца в одном направлении, не мешая друг другу. В отдельных кольцах образовывались более плотные ядра, к которым постепенно притягивались более легкие частицы, формируя шаровидные скопления материи. Так складывались планеты, которые продолжали кружить вокруг Солнца в той же плоскости, что и первоначальные кольца газообразного вещества.· В 1796 году французский математик и астроном Пьер-Симон Лаплас выдвинул теорию, согласно которой Солнце существовало первоначально в виде огромной раскаленной газообразной туманности («небулы») с незначительной плотностью, но зато колоссальных размеров. Эта туманность первоначально медленно вращалась в пространстве. Под влиянием сил гравитации она постепенно сжималась, причем скорость ее вращения увеличивалась. Возрастающая в результате центробежная сила придавала туманности уплощенную, а затем и линзовидную форму. В экваториальной плоскости туманности соотношение между притяжением и центробежной силой изменялось в пользу последней, так что в конечном счете, масса вещества, скопившегося в экваториальной зоне туманности, отделилась от остального тела и образовала кольцо. От продолжавшей вращаться туманности последовательно отделялись все новые кольца, которые, конденсируясь в определенных точках, постепенно превращались в планеты и другие тела солнечной системы. В общей сложности от первоначальной туманности отделилось десять колец, распавшихся на девять планет и пояс астероидов — мелких небесных тел. Спутники отдельных планет сложились из вещества вторичных колец, оторвавшихся от раскаленной газообразной массы планет. Вследствие продолжавшегося уплотнения материи температура новообразованных тел была исключительно высокой. В то время и наша Земля представляла собой раскаленный газообразный шар, светившийся подобно звезде. Постепенно, однако, этот шар остывал, его материя переходила в жидкое состояние, а затем, по мере дальнейшего охлаждения, на его поверхности стала образовываться твердая кора. Эта кора была окутана тяжелыми атмосферными парами, из которых при остывании конденсировалась вода.1.2 Теория Большого ВзрываТеория, которой придерживается большинство современных ученых, утверждает, что Вселенная образовалась в результате так называемого Большого Взрыва. Невероятно горячий огненный шар, температура которого достигала миллиардов градусов, в какой-то момент взорвался и разбросал во всех направлениях потоки энергии и частиц материи, придав им колоссальное ускорение. Горелов А. А. Концепции современного естествознания. — М.: Центр, 2003. — 304с.Поскольку этот огненный шар имел колоссальную температуру, крохотные частицы материи обладали поначалу слишком большой энергией и не могли соединиться друг с другом, чтобы образовать атомы. При этом спустя примерно миллион лет температура Вселенной понизилась до 4000°С, и из элементарных частиц стали формироваться различные атомы. Сначала возникли самые легкие химические элементы — гелий и водород. Постепенно Вселенная охлаждалась все сильнее и образовывались более тяжелые элементы. Процесс образования новых атомов и элементов продолжается и по сей день в недрах таких звезд, как, к примеру, Солнце. Их температура необычайно высока.Вселенная остывала. Новообразованные атомы собирались в гигантские облака пыли и газа. Частицы пыли сталкивались друг с другом, сливались в единое целое. Гравитационные силы притягивали маленькие объекты к более крупным. В результате во Вселенной со временем сформировались галактики, звезды, планеты.Большой Взрыв оказался настолько мощным, что вся материя Вселенной с огромной скоростью разлетелась по космическому пространству. Более того, Вселенная продолжает расширяться и по сей день. Отдаленные галактики все еще отодвигаются от Земли, а расстояния между ними постоянно увеличиваются.Основная теория образования Солнечной системы гласит, что Солнце и планеты сформировались из завихряющегося облака космического газа и пыли. Более плотные части этого облака с помощью гравитационных сил притягивали к себе извне все большее количество вещества. В итоге из него возникли Солнце и все его планеты.Исходя из предположения, что Вселенная сформировалась в результате «горячего» Большого Взрыва, то есть возникла из гигантского огненного шара, ученые попробовали подсчитать, до какой степени она должна была охладиться к настоящему времени. Они пришли к выводу, что температура межгалактического пространства должна составлять около -270°С. Температуру Вселенной ученые определяют и по интенсивности микроволнового (теплового) излучения, идущего из глубин космоса. Проведенные измерения подтвердили, что она в самом деле составляет примерно -270°С. Новиков И. Д. Эволюция Вселенной. — М.: РИОС, 2002. — 289с.1.3Современные теорииСреди последующих теорий можно найти теорию «катастроф», согласно которой Земля обязана своим образованием некоему вмешательству извне, а именно близкой встрече Солнца с какой-то блуждающей звездой, вызвавшей извержение части солнечного вещества. В результате расширения раскаленная газообразная материя быстро остывала и уплотнялась, образуя большое количество маленьких твердых частиц, скопления которых были чем-то вроде зародышей планет.В последние годы американскими и советскими учеными был выдвинут ряд новых гипотез. Если раньше считалось, что в эволюции Земли происходил непрерывный процесс отдачи тепла, то в новых теориях развитие Земли рассматривается как результат многих разнородных, порой противоположных процессов. Одновременно с понижением температуры и потерей энергии могли действовать и другие факторы, вызывающие выделение больших количеств энергии и компенсирующие таким образом убыль тепла. Одну из таких гипотез выдвинул американский астроном Ф. Л. Уайпль. При этом его «теория пылевого облака» — это ничто иное, как видоизмененный вариант небулярной теории Канта-Лапласа.Интересен факт, что при наличии более совершенной техники астрономы вернулись к мысли о том, что Солнце и планеты возникли из обширной, нехолодной туманности, состоящей из газа и пыли. Мощные телескопы обнаружили в межзвездном пространстве многочисленные газовые и пылевые “облака”, из которых некоторые действительно конденсируются в новые звезды. В связи с этим первоначальная теория Канта-Лапласа была переработана с привлечением новейших данных.Каждая из этих космогонических теорий внесла свой вклад в дело выяснения сложного комплекса проблем, связанных с происхождением Земли. Все они рассматривают возникновение Земли и солнечной системы как закономерный результат развития звезд и вселенной в целом. Земля появилась одновременно с другими планетами, которые, как и она, вращаются вокруг Солнца и являются важнейшими элементами солнечной системы.f2. Развитие Земли2.1 Образование Солнечной системыГалактики сформировались, по всей вероятности, спустя примерно 1 — 2 млрд лет после Большого Взрыва, а Солнечная система возникла приблизительно на 8 млрд лет позже. Ведь материя распределялась по пространству отнюдь не равномерно. Более плотные области, благодаря гравитационным силам, притягивали к себе все больше пыли и газа. Размеры этих областей стремительно увеличивались. Они превращались в гигантские завихряющиеся облака пыли и газа — так называемые туманности. Сурдин В. Г. Динамика звездных систем. — М.: МЦНО, 2001. — 381с.Солнечная туманность, сгустившись, образовала наше Солнце. Из других частей облака возникли сгустки вещества, ставшие планетами, в том числе Землей. Они удерживались на своих околосолнечных орбитах мощным гравитационным полем Солнца. По мере того как гравитационные силы притягивали частицы солнечного вещества ближе друг к другу, Солнце становилось все меньше и плотнее. При этом в солнечном ядре возникло чудовищное давление. Оно преобразовывалось в колоссальную тепловую энергию, а это ускоряло ход термоядерных реакций внутри Солнца. В результате образовывались новые атомы и выделялось еще больше тепла.2.2 Возникновение условий для жизниПримерно те же процессы, хотя и в значительно меньших масштабах, происходили и на Земле. Земное ядро стремительно сжималось. Из-за ядерных реакций и распада радиоактивных элементов в недрах Земли выделялось так много тепла, что образующие ее горные породы расплавились. Более легкие вещества, богатые кремнием (похожим на стекло минералом) отделились в земном ядре от более плотных железа и никеля и образовали первую земную кору. Спустя примерно миллиард лет, когда Земля существенно охладилась, земная кора затвердела и превратилась в прочную внешнюю оболочку нашей планеты, состоящую из твердых горных пород.Остывая, Земля выбрасывала из своего ядра множество различных газов. Обычно это происходило при извержении вулканов. Легкие газы, такие, как водород или гелий, большей частью улетучивались в космическое пространство. При этом сила притяжения Земли была достаточно велика, чтобы удерживать у ее поверхности более тяжелые газы. Они-то и составили основу земной атмосферы. Часть водяных паров из атмосферы сконденсировалась, и на Земле возникли океаны. Теперь наша планета была полностью готова к тому, чтобы стать колыбелью жизни.2.3 Атмосфера и гидросфераПосле своего возникновения приблизительно 4600 млн. лет тому назад Земля, по всей вероятности, не меняла своей формы. Ее химический состав остался первоначальным, однако распределение отдельных химических элементов существенно изменилось. Поверхность Земли первоначально была пустынной и не носила следов эрозии.Первичная атмосфера Земли, возникшая из межзвездного газа, состояла преимущественно из водорода и гелия. При этом гравитация Земли не могла удержать легкие газы и значительная часть их ускользала в межпланетное пространство, а оттуда под действием солнечного ветра эти газы вытеснялись за пределы солнечной системы. Найдыш В. М. Концепции современного естествознания. — М.: Гардарики, 2001. — 427с.Современная «кислородная» земная атмосфера имеет вторичное происхождение. Она пополнялась и пополняется за счет газов, выделяющихся при жизнедеятельности организмов на поверхности Земли и вулканической деятельности земных недр. Биогенное происхождение имеет практически весь свободный кислород атмосферы.Видимо, лишь в течение относительно короткого времени Земля оставалась безводной. Ее гидросфера сложилась приблизительно таким же путем, как и атмосфера — сначала в виде водяных паров, которые по мере понижения температуры конденсировались и выпадали в виде осадков. Поскольку Земля находится на выгодном расстоянии от Солнца (в 1500 млн. километрах), температура на ее поверхности колеблется в узких пределах, главным образом, оставаясь обычно несколько выше 0. При такой температуре вода на поверхности Земли остается в жидком состоянии, что имело колоссальное значение для всей дальнейшей истории Земли, так как вода является идеальной средой для самых разных химических реакций. Как только на поверхности Земли стали задерживаться водные массы, образуя в местах депрессий сплошные водные бассейны, в эволюции нашей планеты наступил период, известный под названием океанического Дубнищева Т.Я. Концепции современного естествознания. — Новосибирск: ЮКЭА, 2003. — 832с..На Земле участились ураганы и грозы невиданной силы. Ливни растворяли все растворимые соли, находившиеся на поверхности Земли, а также вымывали их из горных пород. Образовавшиеся растворы выносились в мировой океан и накапливались там. Таким образом, морская вода стала соленой уже очень рано.С возникновением гидросферы и атмосферы появились новые силы, активно преобразующие лик Земли и ныне.2.4 Осадочные породыДревнейшими горными породами являются застывшие кристаллические породы первичной коры, образовавшиеся из расплавленной магмы еще на «звездной» стадии эволюции Земли по мере ее постепенного остывания. Все участки Земли, которые после образования первичного океана остались не покрытыми водой, начали подвергаться физическому и химическому выветриванию. Частицы разрушенных горных пород перемешались под влиянием ветра и водных потоков и осаждались на новых местах в виде осадочных пород.Осадки откладывались последовательными слоями и группами слоев, чаще всего на дне морей. Они уплотнялись, превращаясь в горные породы, бесчисленные тектонические движения земной коры сжимали их в складки, где возникали и вновь разрушались горы. Осадочные породы являются свидетелями этих превращений. По ним мы можем сказать, откладывались ли они в море или в пустыне, в условиях теплого или холодного, засушливого или влажного климата.fЗаключениеВ данной контрольной работе были рассмотрены основные теории происхождения Земли и сделаны следующие выводы:· Вселенная образовалась в результате Большого Взрыва.· История Земли насчитывает около 4,6 млрд лет. За это время на ней возникали и вымирали многие миллионы видов растений и животных; вырастали и обращались в прах высочайшие горные хребты; громадные материки то раскалывались на части и разбегались в разные стороны, то сталкивались друг с другом, образуя новые гигантские массивы суши.· Несмотря на все катастрофы и катаклизмы, история нашей планеты запечатлевается в горных породах, в окаменелостях, которые в них находят, а также в организмах живых существ, обитающих на Земле.· Развитие Земли возможно в двух направлениях. Если среднегодовая температура значительно понизится, то океан замерзнет и Земля покроется ледяной коркой. Если же температура повысится (а, скорее всего, именно к этому и приведет возрастающая светимость Солнца), то вода испарится, обнажив ровную поверхность планеты. Очевидно, ни в том, ни в другом случае жизнь человечества на Земле будет уже невозможна.fСписок использованной литературы

1.

Горелов А. А. Концепции современного естествознания. — М.: Центр, 2003. — 304с.

2. Дубнищева Т.Я. Концепции современного естествознания. — Новосибирск: ЮКЭА, 2003. — 832с.

3. Кэри У. В поисках закономерностей развития Земли и Вселенной. — М.: Феликс, 2002. — 547с.

4. Найдыш В. М. Концепции современного естествознания. — М.: Гардарики, 2001. — 427с.

5. Новиков И. Д. Эволюция Вселенной. — М.: РИОС, 2002. — 289с.

6. Сурдин В. Г. Динамика звездных систем. — М.: МЦНО, 2001. — 381с.

7. http://evolution.powernet.ru

Источник: http://referatwork.ru/refs/source/ref-103253.html

Refy-free
Добавить комментарий