Esquemas y dibujos de la aeronave. Uso y operación de combate.

Hipótesis de I. Kant. Cosmogonía- la ciencia del origen y desarrollo de los cuerpos celestes. Los intentos de encontrar explicaciones científicas para el origen y el desarrollo sistema solar tiene más de 200 años. Se considera que la primera hipótesis cosmogónica es la hipótesis del filósofo alemán I. Kant, presentada por él en 1755 en su obra “Historia natural general y teoría del cielo, o un experimento sobre la estructura y el origen mecánico de todo el universo de leyes newtonianas”. Según I. Kant, el Universo al principio consistía en un caos primitivo, cuyas partículas eran sólidas e inmóviles. Luego, sobre la base de la ley de la gravitación universal, el caos adquirió movimiento y masas de partículas comenzaron a combinarse en cuerpos más grandes, formando finalmente cuerpos celestes como el Sol y los planetas con sus satélites. velocidad diferente el movimiento de partículas y coágulos de materia primaria durante las colisiones provocó la rotación de los cuerpos celestes. Según las opiniones de I. Kant, el sistema solar es una masa al rojo vivo, pero que se enfría gradualmente. El sol, según esta hipótesis, eventualmente debería apagarse por completo. La hipótesis de I. Kant en un momento tuvo un gran impacto en la cosmovisión de la parte progresiva de la humanidad e introdujo la idea del desarrollo de la materia debido a la compactación de partículas primarias dispersas.

Hipótesis de P. S. Laplace. La segunda vez se considera la hipótesis del matemático francés P. S. Laplace, publicada en 1797. Según P. S. Laplace, el sistema solar surgió de una gran nebulosa, que no consiste en partículas sólidas, como creía I. Kant, sino en gas cósmico caliente. A diferencia de I. Kant, P. S. Laplace también creía que la nebulosa también tenía un movimiento significativo. Esta declaración contiene una idea profundamente materialista de que el movimiento es inseparable de la materia y es tan eterno como la materia es eterna.

Basado en la ley de la gravitación universal, la materia se condensó gradualmente, formando un núcleo central en el centro de la nebulosa. El enfriamiento y la compactación de la nebulosa llevaron a un aumento en la velocidad angular de rotación hasta tal punto que en el ecuador la parte exterior de la masa comenzó a separarse de la nebulosa principal en forma de anillo que gira en el plano del ecuador. . Bajo la influencia de una rotación axial cada vez mayor, aparecieron varios de estos anillos. Como ejemplo de las nebulosas que existen en la actualidad, P. S. Laplace citó los anillos de Saturno. En algunas partes de los anillos de materia había más que en otras. Tales áreas con una cantidad excesiva de materia atrajeron materia de otras partes del anillo y aumentaron gradualmente hasta alcanzar el tamaño de los planetas del sistema solar. Si el anillo tenía una distribución uniforme de gas, entonces no se formó un gran planeta, sino muchos pequeños planetas (asteroides). Cada planeta se enfrió y se contrajo en volumen. La velocidad de su rotación axial aumentó. En este sentido, se liberó un anillo de gas en el ecuador, por lo que se formaron los satélites de los planetas. Los planetas que se enfriaban se cubrieron con una corteza sólida, los procesos geológicos comenzaron a desarrollarse en su superficie.

Las hipótesis de I. Kant y PS Laplace fueron de gran importancia progresiva para el desarrollo de una cosmovisión científica y generalmente se presentaban juntas bajo el nombre de “hipótesis nebular” de Kant-Laplace. Antes de I. Kant y P. S. Laplace, los científicos (incluido Newton) consideraban que el universo era inmutable. PS Laplace fue el primero en sugerir que las nebulosas gaseosas son la principal forma de materia en perpetuo movimiento. La hipótesis de Kant-Laplace explicaba muchas de las características estructurales del sistema solar conocidas en esa época, como el mismo sentido de rotación de los planetas alrededor del Sol, la forma casi circular de las órbitas planetarias, la estrecha coincidencia de los planos de estos órbitas, etc. Debido a la simplicidad de la hipótesis nebular, así como a la corrección de algunas disposiciones básicas, ella fue dueña de las mentes durante más de cien años.

Sin embargo, más tarde se demostró que esta hipótesis no era válida. Según I. Kant y P. S. Laplace, el Sol primario se partió en partes y separó los planetas como resultado de un exceso de rotación. Ahora se ha demostrado que una estrella cuya velocidad de rotación supera los límites de seguridad no crea una familia de planetas en absoluto, sino que simplemente se desmorona. Ejemplos de estrellas que se han estrellado por exceso de rotación son las binarias espectroscópicas y los sistemas múltiples que no son como el Sistema Solar.

Según la ley de conservación de los momentos de rotación, la rotación del Sol primario debería haberse conservado en la rotación del Sol moderno y en las revoluciones de los planetas a su alrededor. El momento de rotación del Sol primario debe ser igual a la suma de todos estos momentos. Sin embargo, esta cantidad resultó ser completamente insuficiente para que el Sol primario se rompiera en pedazos: si sumamos los momentos de rotación de Júpiter y otros planetas en sus movimientos orbitales al momento de rotación del Sol moderno, entonces resulta que el El Sol primario giró aproximadamente a la misma velocidad con la que gira actualmente Júpiter. Por lo tanto, debe haber tenido la misma contracción que Júpiter en la actualidad. Pero tal compresión de ninguna manera es suficiente para provocar el aplastamiento de un cuerpo giratorio.

Finalmente, la suposición de P. S. Laplace de que el gas separado del cuerpo central formó anillos de gas también resultó ser incorrecta. Según la física moderna, el gas liberado se disipa.

Origen de la Tierra (hipótesis cosmogónicas)

hipótesis cosmogónicas. Enfoque científico a la pregunta sobre el origen de la Tierra y el sistema solar se hizo posible después del fortalecimiento en la ciencia de la idea de la unidad material en el universo. Existe una ciencia sobre el origen y desarrollo de los cuerpos celestes: la cosmogonía.

Los primeros intentos de dar una justificación científica a la cuestión del origen y desarrollo del sistema solar se hicieron hace 200 años.

Todas las hipótesis sobre el origen de la Tierra se pueden dividir en dos grupos principales: nebulosa (en latín "nebulosa" - niebla, gas) y catastrófica. El primer grupo se basa en el principio de la formación de planetas a partir de gas, a partir de nebulosas de polvo. El segundo grupo se basa en varios fenómenos catastróficos (colisión de cuerpos celestes, paso cercano de estrellas entre sí, etc.).

Hipótesis de Kant y Laplace. La primera hipótesis científica sobre el origen del sistema solar fue la hipótesis de I. Kant (1755). Independientemente de él, otro científico, el matemático y astrónomo francés P. Laplace, llegó a las mismas conclusiones, pero desarrolló la hipótesis más profundamente (1797). Ambas hipótesis son similares en esencia y a menudo se consideran como una sola, y sus autores son considerados los fundadores de la cosmogonía científica.

La hipótesis de Kant-Laplace pertenece al grupo de hipótesis nebulares. Según su concepto, una gran nebulosa de gas y polvo se ubicó previamente en el lugar del Sistema Solar (una nebulosa de polvo de partículas sólidas, según I. Kant; una nebulosa de gas, según P. Laplace). La nebulosa estaba caliente y girando. Bajo la influencia de las leyes de la gravedad, su materia se condensó gradualmente, se aplanó, formando un núcleo en el centro. Así se formó el Sol primordial. Un mayor enfriamiento y compactación de la nebulosa condujo a un aumento en la velocidad angular de rotación, como resultado de lo cual, en el ecuador, la parte exterior de la nebulosa se separó de la masa principal en forma de anillos que giran en el plano ecuatorial: varios de ellos formados. Como ejemplo, Laplace citó los anillos de Saturno. Al enfriarse de manera desigual, los anillos se rompieron y, debido a la atracción entre las partículas, se produjo la formación de planetas que circulaban alrededor del Sol. Los planetas que se enfriaban estaban cubiertos con una corteza sólida, en cuya superficie comenzaron a desarrollarse procesos geológicos.

I. Kant y P. Laplace notaron correctamente el principal y rasgos de personaje estructuras del sistema solar:

la gran mayoría de la masa (99,86%) del sistema se concentra en el Sol;

los planetas giran en órbitas casi circulares y casi en el mismo plano;

todos los planetas y casi todos sus satélites giran en la misma dirección, todos los planetas giran alrededor de su eje en la misma dirección.

Un mérito significativo de I. Kant y P. Laplace fue la creación de una hipótesis basada en la idea del desarrollo de la materia. Ambos científicos creían que la nebulosa tenía un movimiento de rotación, como resultado de lo cual las partículas se compactaron y se formaron los planetas y el Sol. Creían que el movimiento es inseparable de la materia y es tan eterno como la materia misma.

La hipótesis de Kant-Laplace existe desde hace casi doscientos años. Posteriormente, se demostró que era inconsistente. Entonces, se supo que los satélites de algunos planetas, como Urano y Júpiter, giran en una dirección diferente a la de los propios planetas. Según la física moderna, el gas separado del cuerpo central debe disiparse y no puede formar anillos de gas y, más tarde, planetas. Otras deficiencias significativas de la hipótesis de Kant y Laplace son las siguientes.

Se sabe que el momento angular en un cuerpo giratorio siempre permanece constante y se distribuye uniformemente por todo el cuerpo en proporción a la masa, la distancia y la velocidad angular de la parte correspondiente del cuerpo. Esta ley también se aplica a la nebulosa a partir de la cual se formaron el sol y los planetas. En el sistema solar, el momento no corresponde a la ley de distribución del momento en una masa que ha surgido de un solo cuerpo. Los planetas del sistema solar contienen el 98% del momento angular del sistema, y ​​el sol tiene solo el 2%, mientras que el sol representa el 99,86% de la masa total del sistema solar.

Si sumamos los momentos de rotación del Sol y otros planetas, en los cálculos resulta que el Sol primario giraba a la misma velocidad que ahora gira Júpiter. En este sentido, el Sol debió tener la misma contracción que Júpiter. Y esto, como muestran los cálculos, no es suficiente para provocar la fragmentación del Sol en rotación, que, según Kant y Laplace, se desintegró por exceso de rotación.

3. En la actualidad se ha comprobado que una estrella con exceso de rotación se fragmenta y no forma una familia de planetas. Los sistemas binarios y múltiples espectrales pueden servir como ejemplo.

Hipótesis de los vaqueros. Después de la hipótesis de Kant-Laplace en cosmogonía, se crearon varias hipótesis más para la formación del sistema solar.

Aparecen los llamados catastróficos, que se basan en un elemento de azar, un elemento de una feliz coincidencia:

Buffon - La Tierra y los planetas se formaron por la colisión del Sol con un cometa; Chamberlain y Multon: la formación de planetas está asociada con la acción de las mareas de otra estrella que pasa cerca del Sol.

Como ejemplo de la hipótesis de la dirección catastrófica, considere el concepto del astrónomo inglés Jeans (1919). Su hipótesis se basa en la posibilidad de que otra estrella pase cerca del Sol. Bajo la influencia de su atracción, un chorro de gas escapó del Sol, que, con una mayor evolución, se convirtió en los planetas del sistema solar. El chorro de gas tenía la forma de un cigarro. En la parte central de este cuerpo que gira alrededor del Sol, se formaron grandes planetas, Júpiter y Saturno, y en los extremos del "cigarro", los planetas del grupo terrestre: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Plutón.

Jeans creía que el paso de una estrella más allá del Sol, que provocó la formación de los planetas del sistema solar, puede explicar la discrepancia en la distribución de la masa y el momento angular en el sistema solar. La estrella, que sacó un chorro de gas del Sol, le dio al "cigarro" giratorio un exceso de momento angular. Así, se eliminó una de las principales deficiencias de la hipótesis de Kant-Laplace.

En 1943, el astrónomo ruso N. I. Parisky calculó que en alta velocidad de una estrella que pasa por el Sol, la prominencia gaseosa debe haberse ido con la estrella. A baja velocidad de la estrella, el chorro de gas debería haber caído sobre el Sol. Sólo en el caso de una velocidad de la estrella estrictamente definida, la prominencia gaseosa podría convertirse en un satélite del Sol. En este caso, su órbita debería ser 7 veces más pequeña que la órbita del planeta más cercano al Sol: Mercurio.

Por lo tanto, la hipótesis de Jeans, así como la hipótesis de Kant-Laplace, no pudieron dar una explicación correcta de la distribución desproporcionada del momento angular en el sistema solar. El mayor inconveniente de esta hipótesis es el hecho de la aleatoriedad, la exclusividad de la formación de una familia de planetas, lo que contradice la cosmovisión materialista y los hechos disponibles que indican la presencia de planetas en otros mundos estelares. Además, los cálculos han demostrado que el acercamiento de las estrellas en el espacio mundial es prácticamente imposible, e incluso si esto sucediera, una estrella que pasa no podría dar movimiento a los planetas en órbitas circulares.

hipótesis modernas. Los científicos de nuestro país han logrado un gran éxito en el desarrollo de la cosmogonía. Las más populares son las hipótesis sobre el origen del sistema solar, creadas por O. Yu. Schmidt y V. G. Fesenkov. Ambos científicos, al desarrollar sus hipótesis, partieron de las ideas sobre la unidad de la materia en el Universo, sobre el continuo movimiento y evolución de la materia, que son sus principales propiedades, sobre la diversidad del mundo, debido a diversas formas la existencia de la materia.

Hipótesis de O. Yu. Schmidt. Según el concepto de O.Yu. Schmidt, el sistema solar se formó a partir de una acumulación de materia interestelar capturada por el Sol en el proceso de movimiento en el espacio mundial. El Sol se mueve alrededor del centro de la Galaxia, haciendo una revolución completa en 180 millones de años. Entre las estrellas de la Galaxia hay grandes acumulaciones de nebulosas de gas y polvo. Partiendo de esto, O. Yu. Schmidt creía que el Sol, al moverse, entraba en una de estas nubes y se la llevaba consigo. Por la fuerza de su atracción, hizo que la nube girara alrededor de sí misma. Schmidt creía que la nube original de materia interestelar tenía cierta rotación, de lo contrario, sus partículas caerían sobre el Sol.

En el proceso de revolución de la nube alrededor del Sol, pequeñas partículas se concentraron en la parte ecuatorial. La nube se convirtió en un disco giratorio plano y compactado, en el que, debido al aumento de la atracción mutua de las partículas, se produjo la condensación. Los grumos-cuerpos resultantes crecieron a expensas de pequeñas partículas que se unían a ellos, como una bola de nieve. De esta forma se formaron los planetas y los satélites que giraban a su alrededor. Los planetas comenzaron a girar en órbitas circulares debido al promedio de las órbitas de las partículas pequeñas.

La tierra, según O. Yu. Schmidt, también se formó a partir de un enjambre de partículas sólidas frías. El calentamiento gradual del interior de la Tierra se produjo debido a la energía de la desintegración radiactiva, lo que provocó la liberación de agua y gas, que formaban parte de partículas sólidas en pequeñas cantidades. Como resultado, surgieron los océanos y la atmósfera, lo que condujo al surgimiento de la vida en la Tierra.

La hipótesis de O. Yu. Schmidt explica correctamente una serie de regularidades en la estructura del sistema solar. El científico cree que las discrepancias existentes en la distribución del impulso del Sol y los planetas se explican por diferentes momentos iniciales del impulso del Sol y la nebulosa de gas y polvo. Schmidt calculó y justificó matemáticamente las distancias de los planetas al Sol y entre ellos y descubrió las razones de la formación de planetas grandes y pequeños en diferentes partes del sistema solar y la diferencia en su composición. Mediante cálculos, se fundamentan las razones del movimiento de rotación de los planetas en una dirección. La desventaja de la hipótesis es la consideración de la cuestión del origen de los planetas aisladamente de la formación del Sol, el miembro definitorio del sistema. El concepto no está exento de un elemento de azar: la captura de materia interestelar por parte del Sol.

Hipótesis de V. G. Fesenkov. El trabajo del astrónomo V. A. Ambartsumyan, que demostró la continuidad de la formación de estrellas como resultado de la condensación de la materia de las nebulosas de gas y polvo enrarecido, permitió al académico V. G. Fesenkov presentar una nueva hipótesis. Fesenkov cree que el proceso de formación de planetas está muy extendido en el Universo, donde hay muchos sistemas planetarios. En su opinión, la formación de planetas está asociada a la formación de nuevas estrellas, resultantes de la condensación de materia inicialmente enrarecida. La formación simultánea del Sol y los planetas está probada por la misma edad de la Tierra y el Sol.

Como resultado de la compactación de la nube de gas y polvo, se formó un cúmulo en forma de estrella. Bajo la influencia de la rápida rotación de la nebulosa, una parte significativa de la materia de polvo y gas se alejó cada vez más del centro de la nebulosa a lo largo del plano del ecuador, formando algo así como un disco. Gradualmente, la compactación de la nebulosa de gas y polvo condujo a la formación de grupos planetarios, que posteriormente formaron los planetas modernos del sistema solar. A diferencia de Schmidt, Fesenkov cree que la nebulosa de gas y polvo estaba en un estado caliente. Su gran mérito es la fundamentación de la ley de las distancias planetarias en función de la densidad del medio. VERMONT. Fesenkov justificó matemáticamente las razones de la estabilidad del momento angular en el sistema solar por la pérdida de la materia del Sol al elegir la materia, como resultado de lo cual su rotación se hizo más lenta. VG Fesenkov también argumenta a favor del movimiento inverso de algunos satélites de Júpiter y Saturno, explicando esto por la captura de asteroides por parte de los planetas.

Sobre el este escenario el estudio del Universo, la hipótesis de V. G. Fesenkov ilumina correctamente la cuestión del origen, desarrollo y características estructurales del sistema solar. Se deduce del concepto de la hipótesis de que la formación de planetas es un proceso generalizado en el Universo. La formación de los planetas ocurrió a partir de una sustancia estrechamente asociada con el Sol primario, sin la intervención de fuerzas externas.

La estructura y composición de la Tierra.

La masa de la Tierra se estima en 5.98-10 27 g, y su volumen en 1.083-10 27 cm 3. Por tanto, la densidad media del planeta es de unos 5,5 g/cm 3 . Pero la densidad de las rocas que tenemos a nuestra disposición es de 2,7-3,0 g/cm 3. De esto se sigue que la densidad de la materia de la Tierra no es uniforme.

La Tierra está rodeada por una poderosa capa gaseosa: la atmósfera. Es una especie de regulador de los procesos metabólicos entre la Tierra y el Cosmos. Se distinguen varias esferas en la composición de la envoltura gaseosa, que difieren en composición y propiedades físicas. La masa principal de materia gaseosa está encerrada en la troposfera, cuyo límite superior, ubicado a una altitud de unos 17 km en el ecuador, disminuye hacia los polos a 8-10 km. Más arriba, a lo largo de la estratosfera y la mesosfera, aumenta la rarefacción de los gases, las condiciones térmicas cambian de manera compleja. A una altitud de 80 a 800 km, se encuentra la ionosfera, una región de gas altamente enrarecido, entre cuyas partículas predominan las cargadas eléctricamente. La parte más externa de la envoltura de gas está formada por la exosfera, que se extiende hasta una altitud de 1800 km. La disipación de los átomos más ligeros, hidrógeno y helio, se produce a partir de esta esfera.

Los principales métodos para estudiar las partes internas de nuestro planeta son geofísicos, principalmente observaciones de la velocidad de propagación de ondas sísmicas generadas por explosiones o terremotos. Así como una piedra arrojada al agua lados diferentes dispersarse en la superficie del agua

ondas, entonces las ondas elásticas se propagan en la materia sólida desde la fuente de la explosión. Entre ellos, se distinguen ondas de vibraciones longitudinales y transversales. Las vibraciones longitudinales son alternancias de compresión y tensión de la materia en la dirección de propagación de la onda. Las vibraciones transversales se pueden representar como cambios alternos en la dirección perpendicular a la propagación de la onda.

Las ondas de vibraciones longitudinales, o como se suele decir, las ondas longitudinales, se propagan en un sólido a mayor velocidad que las transversales. Las ondas longitudinales se propagan tanto en materia sólida como líquida, las ondas transversales se propagan solo en materia sólida. Por tanto, si durante el paso de las ondas sísmicas a través de cualquier cuerpo se comprueba que no transmite ondas transversales, entonces podemos suponer que esta sustancia se encuentra en estado líquido. Si ambos tipos de ondas sísmicas atraviesan el cuerpo, entonces esto es evidencia del estado sólido de la materia.

La velocidad de las ondas aumenta al aumentar la densidad de la materia. Con un cambio brusco en la densidad de la materia, la velocidad de las ondas cambiará abruptamente. Como resultado del estudio de la propagación de las ondas sísmicas a través de la Tierra, se encontró que existen varios límites definidos para el salto en las velocidades de las ondas. Por lo tanto, se supone que la Tierra consta de varias capas concéntricas (geosferas).

Con base en las tres interfaces principales establecidas, se distinguen tres geosferas principales: la corteza terrestre, el manto y el núcleo (Fig. 2.1).

La primera interfaz se caracteriza por un aumento abrupto de las velocidades de las ondas sísmicas longitudinales de 6,7 a 8,1 km/s. Esta frontera se llama la sección Mohorovićic (en honor al científico serbio A. Mohorovichić, quien la descubrió), o simplemente la frontera M. Separa la corteza terrestre del manto. La densidad de la sustancia de la corteza terrestre, como se indicó anteriormente, no supera los 2,7-3,0 g/cm 3 . El límite M se encuentra debajo de los continentes a una profundidad de 30 a 80 km, y debajo del fondo del océano, de 4 a 10 km.

Dado que el radio del globo es de 6371 km, la corteza terrestre es una película delgada sobre la superficie del planeta, que representa menos del 1% de su masa total y aproximadamente el 1,5% de su volumen.

Manto - la más poderosa de las geosferas de la Tierra. Se extiende hasta una profundidad de 2900 km y ocupa el 82,26% del volumen del planeta. El manto contiene el 67,8% de la masa de la Tierra. Con la profundidad, la densidad de la sustancia del manto en su conjunto aumenta de 3,32 a 5,69 g/cm 3 , aunque esto ocurre de manera desigual.

Arroz. 2.1. Diagrama de la estructura interna de la Tierra

En contacto con la corteza terrestre, la sustancia del manto se encuentra en estado sólido. Por lo tanto, la corteza terrestre, junto con la parte superior del manto, se llama litosfera

El estado agregado de la materia del manto debajo de la litosfera no ha sido suficientemente estudiado y existen diferentes opiniones al respecto. Se supone que la temperatura del manto a una profundidad de 100 km es de 1100-1500°C, en las partes profundas es mucho mayor. La presión a una profundidad de 100 km se estima en 30 mil atm, a una profundidad de 1000 km - 1350 mil atm. A pesar de la alta temperatura, a juzgar por la propagación de las ondas sísmicas, el material del manto es predominantemente sólido. La colosal presión y la alta temperatura hacen imposible el estado cristalino habitual. Aparentemente, la materia del manto se encuentra en un estado especial de alta densidad, lo cual es imposible en la superficie de la Tierra. Una disminución de la presión o un ligero aumento de la temperatura deberían provocar una transición rápida de la sustancia al estado de fusión.

El manto se divide en superior (capa B, que se extiende hasta una profundidad de 400 km), intermedio (capa C - de 400 a 1000 km) e inferior (capa D - de 1000 a 2900 km). La capa C también se llama capa Golitsin (en honor al científico ruso B.B. Golitsin, quien estableció esta capa), y la capa B se llama capa Gutenberg (en honor al científico alemán B. Gutenberg, quien la seleccionó).

En el manto superior (capa B) existe una zona en la que la velocidad de las ondas sísmicas transversales disminuye significativamente. Aparentemente, esto se debe al hecho de que la sustancia dentro de la zona está parcialmente en estado líquido (fundido). La zona de reducida velocidad de propagación de las ondas sísmicas transversales sugiere que la fase líquida es de hasta un 10%, lo que se refleja en un estado más plástico de la materia en comparación con las capas superior e inferior del manto. La capa relativamente plástica de bajas velocidades de ondas sísmicas se denomina astenosfera (del griego. astenes - débil). El espesor de la zona debilitada alcanza los 200-300 km. Se encuentra a una profundidad de aproximadamente 100-200 km, pero la profundidad varía: en las partes centrales de los océanos, la astenosfera se encuentra más alta, debajo de las áreas estables de los continentes se hunde más profundamente.

La astenosfera es muy importante para el desarrollo de procesos geológicos endógenos globales. La más mínima violación del equilibrio termodinámico contribuye a la formación de enormes masas de materia fundida (astenolitos), que se elevan y contribuyen al movimiento de bloques individuales de la litosfera sobre la superficie de la Tierra. Aparecen cámaras de magma en la astenosfera. Basado en la estrecha relación entre la litosfera y la astenosfera, estas dos capas se combinan bajo el nombre de tectonosfera.

Recientemente, la atención de los científicos en el manto ha sido atraída por una zona ubicada a una profundidad de 670 km. Los datos obtenidos sugieren que esta zona marca el límite inferior de transferencia de calor y masa por convección, que conecta el manto superior (capa B) y la parte superior de la capa intermedia con la litosfera.

Dentro del manto, la velocidad de las ondas sísmicas generalmente aumenta en dirección radial desde 8,1 km/s en el límite de la corteza terrestre con el manto hasta 13,6 km/s en el manto inferior. Pero a una profundidad de unos 2900 km, la velocidad de las ondas sísmicas longitudinales disminuye bruscamente a 8,1 km/s, y las ondas transversales no se propagan a mayor profundidad. Esto marca el límite entre el manto y el núcleo de la Tierra.

Los científicos lograron establecer que en el límite del manto y el núcleo en el intervalo de profundidad de 2700-2900 km, en la capa de transición D 1 (a diferencia del manto inferior, que tiene el índice D), se generan chorros térmicos gigantes - penachos, penetrando periódicamente en todo el manto y apareciendo en la superficie de la Tierra en forma de extensos campos volcánicos.

el nucleo de la tierra - parte central del planeta. Ocupa solo alrededor del 16% de su volumen, pero contiene más de un tercio de la masa total de la Tierra. A juzgar por la propagación de las ondas sísmicas, la periferia del núcleo se encuentra en estado líquido. Al mismo tiempo, las observaciones del origen de los maremotos permitieron establecer que la elasticidad de la Tierra en su conjunto es muy alta, más que la elasticidad del acero. Aparentemente, la sustancia del núcleo se encuentra en algún estado completamente especial. Las condiciones prevalecen aquí presión alta varios millones de atmósferas. En estas condiciones, se produce la destrucción total o parcial de las capas de electrones de los átomos, la sustancia se "metaliza", es decir, adquiere propiedades características de los metales, entre ellas una alta conductividad eléctrica. Es posible que el magnetismo de la tierra sea el resultado de las corrientes eléctricas que surgen en el núcleo debido a la rotación de la tierra alrededor de su eje.

Densidad del núcleo - 5520 kg/m 3 , es decir esta sustancia es dos veces más pesada que la cáscara de piedra de la Tierra. La sustancia del núcleo no es homogénea. A una profundidad de unos 5100 km, la velocidad de propagación de las ondas sísmicas vuelve a aumentar de 8100 m/sa 11000 m/s. Por lo tanto, se supone que la parte central del núcleo es sólida.

La composición material de las diferentes capas de la Tierra es un problema muy complejo. Solo la corteza terrestre está disponible para el estudio directo de la composición. Los datos disponibles indican que la corteza terrestre está compuesta predominantemente por silicatos, y el 99,5% de su masa es ocho elementos químicos: oxígeno, silicio, aluminio, hierro, magnesio, calcio, sodio y potasio. Todos los demás elementos químicos juntos forman alrededor del 1,5%.

La composición de las esferas más profundas de la Tierra sólo puede juzgarse provisionalmente, utilizando datos geofísicos y los resultados del estudio de la composición de los meteoritos. Por lo tanto, los modelos de composición material de las esferas profundas de la Tierra, desarrollados por diferentes científicos, difieren. Se puede suponer con gran certeza que el manto superior también está formado por silicatos, pero que contienen menos silicio y más hierro y magnesio en comparación con la corteza terrestre, y el manto inferior está formado por óxidos de silicio y magnesio, cuya estructura química cristalina es mucho más denso que el de estos compuestos que se encuentran en la corteza terrestre.

La astronomía es la ciencia del Universo que estudia la ubicación, el movimiento, la estructura, el origen y el desarrollo de los cuerpos celestes y los sistemas que forman. En particular, la astronomía estudia el Sol y otras estrellas, los planetas del sistema solar y sus satélites, exoplanetas, asteroides, cometas, meteoritos, materia interplanetaria, materia interestelar, púlsares, agujeros negros, nebulosas, galaxias y sus cúmulos, cuásares y mucho más. más. La astronomía es una de las ciencias más antiguas. Las culturas prehistóricas y las civilizaciones antiguas dejaron numerosos artefactos astronómicos que atestiguan su conocimiento de las leyes del movimiento de los cuerpos celestes. Los ejemplos incluyen monumentos egipcios antiguos predinásticos (inglés) ruso. y Stonehenge. Las primeras civilizaciones de los babilonios, griegos, chinos, indios y mayas ya realizaban metódicas observaciones del cielo nocturno. Pero sólo la invención del telescopio permitió que la astronomía se desarrollara en ciencia moderna. Históricamente, la astronomía ha incluido la astrometría, la navegación celeste, la astronomía observacional, la creación de calendarios e incluso la astrología. En estos días, la astronomía profesional a menudo se considera sinónimo de astrofísica. En el siglo XX, la astronomía se dividía en dos ramas principales: observacional y teórica. La astronomía observacional es la adquisición de datos de observación sobre cuerpos celestes, que luego se analizan. La astronomía teórica se centra en el desarrollo de modelos informáticos, matemáticos o analíticos para describir objetos y fenómenos astronómicos. Estas dos ramas se complementan: la astronomía teórica busca explicaciones para los resultados de las observaciones, mientras que la astronomía observacional proporciona material para conclusiones e hipótesis teóricas y la posibilidad de probarlas. 2009 fue declarado por las Naciones Unidas como el Año Internacional de la Astronomía (IYA2009). El énfasis principal está en aumentar el interés público y la comprensión de la astronomía. Es una de las pocas ciencias en las que los no profesionales aún pueden desempeñar un papel activo. La astronomía amateur ha contribuido a una serie de importantes descubrimientos astronómicos.La astronomía moderna se divide en varias secciones que están estrechamente relacionadas, por lo que la división de la astronomía es algo arbitraria. Las secciones principales de la astronomía son: Astrometría - estudia las posiciones aparentes y los movimientos de las estrellas. Anteriormente, el papel de la astrometría también consistía en la determinación de alta precisión de las coordenadas geográficas y el tiempo mediante el estudio del movimiento de los cuerpos celestes (ahora se utilizan otros métodos para esto). La astrometría moderna consiste en: astrometría fundamental, cuyas tareas son determinar las coordenadas de los cuerpos celestes a partir de observaciones, compilar catálogos de posiciones estelares y determinar los valores numéricos de los parámetros astronómicos, cantidades que permiten tener en cuenta cambios regulares en las coordenadas del cuerpos; astronomía esférica, que desarrolla métodos matemáticos para determinar las posiciones aparentes y los movimientos de los cuerpos celestes utilizando varios sistemas coordenadas, así como la teoría de los cambios regulares en las coordenadas de las luminarias a lo largo del tiempo; La astronomía teórica proporciona métodos para determinar las órbitas de los cuerpos celestes a partir de sus posiciones aparentes y métodos para calcular las efemérides (posiciones aparentes) de los cuerpos celestes a partir de elementos conocidos de sus órbitas (el problema inverso). La mecánica celeste estudia las leyes de movimiento de los cuerpos celestes bajo la influencia de las fuerzas gravitatorias universales, determina las masas y la forma de los cuerpos celestes y la estabilidad de sus sistemas. Estas tres secciones básicamente resuelven el primer problema de la astronomía (el estudio del movimiento de los cuerpos celestes), y a menudo se les llama astronomía clásica. La astrofísica estudia la estructura, propiedades físicas y composición química de los objetos celestes. Se divide en: a) astrofísica práctica (observacional), en la que se desarrollan y aplican métodos prácticos de investigación astrofísica e instrumentos e instrumentos relacionados; b) astrofísica teórica, en la que, sobre la base de las leyes de la física, se dan explicaciones de los fenómenos físicos observados. Varias ramas de la astrofísica se distinguen por métodos de investigación específicos. La astronomía estelar estudia las regularidades de la distribución espacial y el movimiento de las estrellas, los sistemas estelares y la materia interestelar, teniendo en cuenta sus características físicas. La cosmoquímica estudia la composición química de los cuerpos cósmicos, las leyes de abundancia y distribución de los elementos químicos en el Universo, los procesos de combinación y migración de los átomos durante la formación de la materia cósmica. A veces distinguen la cosmoquímica nuclear, que estudia los procesos de desintegración radiactiva y la composición isotópica de los cuerpos cósmicos. La nucleogénesis no se considera dentro del marco de la cosmoquímica. En estas dos secciones se resuelven principalmente cuestiones del segundo problema de la astronomía (la estructura de los cuerpos celestes). La cosmogonía considera el origen y la evolución de los cuerpos celestes, incluida nuestra Tierra. Estudios de cosmología patrones generales estructura y desarrollo del universo. Con base en todo el conocimiento adquirido sobre los cuerpos celestes, las dos últimas secciones de la astronomía resuelven su tercer problema (el origen y la evolución de los cuerpos celestes). El curso de astronomía general contiene una exposición sistemática de información sobre los principales métodos y los principales resultados obtenidos. varias secciones astronomía. Una de las nuevas direcciones, formada solo en la segunda mitad del siglo XX, es la arqueoastronomía, que estudia el conocimiento astronómico de los pueblos antiguos y ayuda a fechar estructuras antiguas basadas en el fenómeno de la precesión de la Tierra.El estudio de las estrellas y la evolución estelar es fundamental para nuestra comprensión del Universo. Los astrónomos estudian las estrellas usando tanto observaciones como modelos teóricos, y ahora también con la ayuda de simulaciones numéricas por computadora. La formación estelar ocurre en nebulosas de gas y polvo. Las áreas de nebulosas suficientemente densas pueden comprimirse por la gravedad, calentándose debido a la energía potencial liberada en este caso. Cuando la temperatura llega a ser lo suficientemente alta, comienzan las reacciones termonucleares en el núcleo de la protoestrella y se convierte en una estrella. Casi todos los elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio se producen en las estrellas.

CIENCIAS DEL ESPACIO Y DE LA TIERRA

La cosmología es el estudio físico del universo como un todo.

EN idioma moderno hay tres términos íntimamente relacionados: el universo, el ser, y el universo, que conviene separar.

El universo es un término filosófico para "el mundo como un todo".

El Universo es todo el mundo material existente, infinitamente diverso en las formas que toma la materia en el proceso de su desarrollo.

El universo estudiado por la astronomía es una parte del mundo material, que es accesible a la investigación por medios científicos correspondientes al nivel alcanzado de desarrollo de la ciencia. Cosmos es sinónimo de la definición del universo. A menudo distinguen el espacio cercano, explorado con la ayuda de satélites, naves espaciales, estaciones interplanetarias y el espacio profundo: el mundo de las estrellas y las galaxias.

El estudio físico del universo como un todo se llama cosmología.

La ciencia del origen de los cuerpos celestes es la cosmogonía.

El fundamento teórico de la cosmología son los fundamentos teoría física(teoría general de la relatividad, teoría de campos, etc.), la base empírica es la astronomía extragaláctica.

Cabe señalar que las conclusiones de la cosmología tienen el estatus de modelos, porque el tema de la cosmología es un objeto tan grandioso en las representaciones del espacio-tiempo que uno de los principios básicos de las ciencias naturales sobre la posibilidad de realizar un experimento controlado y reproducible en el objeto en estudio resulta inviable.

el modelo es variante posible explicación del fenómeno, y el modelo funciona hasta que aparecen datos experimentales que lo contradicen. Luego, para reemplazar el modelo obsoleto, aparece uno nuevo.

En rigor, todas las leyes y teorías científicas son modelos porque pueden ser reemplazados por otros conceptos en el desarrollo de la ciencia.

La cosmología se origina en las ideas de los antiguos, en la mitología griega antigua, donde se describe en detalle y de manera bastante sistemática sobre la creación del mundo y su estructura. Más tarde, en el marco de la filosofía, el resultado generalmente reconocido de la cosmología antigua fue el concepto geocéntrico de Ptolomeo, que existió durante toda la Edad Media.

Nicolás Copérnico, quien propuso el modelo heliocéntrico del mundo, es considerado el fundador de la cosmología científica.

Giordano Bruno planteó las ideas de un universo infinito, eterno y habitado. Las ideas de Bruno estaban muy por delante de su época. Pero no pudo citar un solo hecho que confirmara su cosmología.

Posteriormente, Galileo y Kepler abandonaron finalmente la idea errónea del Sol como centro del Universo. Kepler aclaró los movimientos legales de los planetas y Newton demostró que todos los cuerpos del universo, independientemente de su tamaño, composición química, las estructuras y otras propiedades gravitan mutuamente entre sí. La cosmología de Newton, junto con los avances de los siglos XVIII y XVII, definieron lo que a veces se llama la cosmovisión clásica.

Este modelo clásico es bastante simple y claro. El Universo se considera infinito en el espacio y en el tiempo, es decir, eterno. La ley básica que rige el movimiento y desarrollo de los cuerpos celestes es la ley de la gravitación universal. El espacio no está en modo alguno conectado con los cuerpos que en él se encuentran y desempeña el papel pasivo de receptáculo de estos cuerpos. Si todos estos cuerpos desaparecieran repentinamente, el espacio y el tiempo permanecerían sin cambios. Los detalles del ascenso y la caída de los cuerpos celestes no estaban claros, pero en su mayor parte este modelo era coherente y consistente. La inmutabilidad del cosmos es la idea principal de un universo estacionario.

Piloto de pruebas de la Luftwaffe: Hans-Werner Lerche
El La 5FH representa un avance significativo en vuelo y rendimiento operativo con respecto a los primeros cazas soviéticos. Sus datos a altitudes de hasta 3000 m merecen especial atención. velocidad máxima en todas las altitudes inferiores a la de los combatientes alemanes. La mejor velocidad de ascenso cerca del suelo es comparable con el FW 190A-8 y el Bf 109. En ascenso y giro a una altura de 3000 m, el La 5FH está cerca del FW 190. Con la potencia del motor de crucero, la autonomía y el vuelo duración son cortas (40 minutos).
Durante los vuelos en altitud, está prohibido encender el dispositivo de poscombustión, porque. el área de flujo del canal de aire del acelerador no es suficiente para lograr la máxima potencia.
La aeronave estaba en pleno funcionamiento. Se desconoce su allanamiento, pero el auto ya sirvió hace algún tiempo. El acabado de todas las superficies, especialmente las alas (de madera) es bueno. Los timones y las lamas están hechos con mucho cuidado.

Características
El piloto se sienta cómodamente. La vista desde la cabina hacia adelante en vuelo es suficiente, pero durante el despegue, el aterrizaje y el rodaje está significativamente limitada por el motor. Hay una fuerte columna de gases de escape en el suelo y en el aire. Aparentemente, el sistema de oxígeno a gran altitud nunca se usó. Su diseño se basa en el sistema alemán de economizador de diafragma de flujo directo. Control de paso de hélice, radiadores, persianas, trimmers, etc. manual con la ayuda de varias varillas. Esto conduce a una desviación de la atención del piloto y una disminución de las características de vuelo del La 5 durante el combate aéreo.

Quitarse
Durante el despegue, la potencia del motor fluctúa un poco, pero dentro de límites aceptables. La cola debe levantarse lentamente y no demasiado pronto. El pequeño espacio libre entre la hélice y el suelo dificulta el pilotaje. La aceleración de despegue es buena y la distancia de despegue con flaps de 15-20° desviados es relativamente corta. Debido a la ausencia del indicador de posición de compensación, se debe prestar especial atención a la corrección de su correspondencia mutua en los elevadores y timones.

Estabilidad y controlabilidad
La estabilidad longitudinal en los ángulos de ataque de vuelo en cualquier posición del tren de aterrizaje y los flaps es inesperadamente buena, incluso durante el ascenso con poscombustión. Los esfuerzos en la manija de control son normales. Al realizar giros profundos, los esfuerzos aumentan significativamente, pero siguen siendo positivos. Para realizar un giro constante, debe pedalear para mantener el morro hacia el viento.
La estabilidad direccional estática y la eficiencia del timón son generalmente satisfactorias, pero disminuyen bruscamente a velocidades aerodinámicas bajas. La estabilidad direccional dinámica es débil, la amortiguación de las oscilaciones de guiñada es insatisfactoria. A una velocidad de 450 km/h y una altitud de 200 m, el periodo de oscilación es de unos 3 segundos, y el piloto no puede suprimirlas durante más de un tiempo corto. Apuntar armas a un objetivo es muy simple. El avión reacciona a la desviación del timón levantando o bajando suavemente el morro, pero esto no es un problema. Las oscilaciones de "cabeceo holandés" se pueden suprimir fácilmente con ligeros movimientos del timón.
El rendimiento de los alerones es sobresaliente. A una velocidad de 450 km/h, se realiza una revolución completa en menos de 4 segundos. A 600 km/h, las fuerzas de los alerones se vuelven excesivas, pero puede recurrir a la ayuda de movimientos rápidos del timón.

Características del puesto
A la potencia de crucero del motor con el tren de aterrizaje y los flaps retraídos, los slats se sueltan a una velocidad de 200-210 km/h. A medida que la velocidad disminuye aún más, la efectividad de los alerones disminuye. Al llegar a los 180 km/h, se hace difícil amortiguar el balanceo, y en el caso de un vuelo con derrape o al seguir frenando, la aeronave cae sobre el ala. Cuando se elimina el gas y se extienden el tren de aterrizaje y los flaps, tales reacciones tienen lugar a velocidades cercanas. Si el piloto sigue tirando de la palanca hacia sí mismo, la aeronave alcanza los ángulos de ataque máximos alcanzables y cae sobre el ala.
Al realizar giros cerrados y enérgicos, la entrada en pérdida del ala produce resultados similares, pero la falta de alerones se siente más claramente y a velocidades mucho más altas. Esto sucede, por ejemplo, a una altitud de 2400 m y una velocidad de 320 km/h al realizar un giro completo en 30 segundos (sobrecarga de 2,6 g, inclinación de 67 °), así como a velocidades más bajas y sobrecargas altas, pero con las lamas se soltaron. Con movimientos bruscos forzados de los alerones, existe una desagradable tendencia a que la palanca vaya en la dirección de rotación del avión. Sin embargo, debido al margen en el ángulo de ataque antes de entrar en pérdida después de soltar los slats, este fenómeno no es peligroso.
A una altitud de 2400 m y potencia de motor de crucero, el tiempo más corto para un giro completo sin pérdida de altitud es de 28 a 30 segundos. A 1000 m de altitud y forzando el motor, se realiza una vuelta completa en 25 segundos.

Aterrizaje
El descenso a 200 km/h solo es posible con la potencia del motor. Durante la alineación fuerza de elevación ala aumenta significativamente, por lo que debe prestar especial atención al equilibrio de la aeronave. Realizar un aterrizaje de tres puntos no es difícil. Si esto falla o el suelo es irregular, se vuelve difícil mantener el auto en marcha. La situación se ve agravada por el frenado desigual de las ruedas. El avión puede "asentir" y "cabra". Debido a la distancia limitada al suelo, la hélice corre un riesgo especial. Entrar en pérdida en cualquier ala durante el rodaje no es peligroso debido a vía ancha chasis. En un viento cruzado fuerte, el área del timón no es suficiente para mantener la aeronave en la pista, pero en esta situación, puede recurrir a los frenos de las ruedas.

Conclusiones sobre tácticas y recomendaciones.
Debido a los méritos de su motor, el La 5FN es más adecuado para el combate a baja altura. Su velocidad máxima cerca del suelo es solo marginalmente más lenta que la del FW 190A-8 y el Bf 109 en postcombustión. Las características de overclocking son comparables. La 5FH es inferior al Bf 109 con MW50 (sistema de inyección de mezcla de agua y metanol - ed.) en velocidad y velocidad de ascenso en todas las altitudes. La efectividad de los alerones de La 5FN es mayor que la del "ciento noveno", el tiempo de giro cerca del suelo es menor.
El caza ruso supera al FW.190A-8 en velocidad de ascenso hasta una altura de 3000 m. alta velocidad. Por lo tanto, evadir los ataques de La 5FH debe hacerse en picado, luego realizar un ascenso suave a alta velocidad para tomar una posición para un ataque. El Lavochkin tiene una mejor tasa de ascenso en ángulos de trayectoria más pronunciados, por lo que se quedará atrás. En ningún caso, no pierda velocidad y evite una larga batalla maniobrable.
Tenga en cuenta la corta duración del vuelo de La 5FN: 40 minutos a potencia normal y menos aún en postcombustión.
Firmado: Hans-Werner Lerche.

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