Загальна геохімічна характеристика планети Земля та її геосфер: Земля у Сонячній системі та Всесвіті ОСНОВИ ГЕОХІМІЇ С. Є. Шнюков Лекція 8

В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях до 1500 Мпк, находится неск. миллиардов звёздных систем - галактик. Таким образом, наблюдаемая область Вселенной (её наз. также Метагалактикой) - это прежде всего мир галактик. Большинство галактик входит в состав групп и скоплений, содержащих десятки, сотни и тысячи членов.галактик Наша галактика - Млечный Путь (Чумацький шлях). Уже древние греки называли его galaxias, т.е. молочный круг. Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых звезд. В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3103 световых лет ~ м). Солнце вместе с окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с большой буквы. Южная часть Млечного Пути

Спиральная галактика NGC1365: примерно так выглядит наша Галактика сверху Галактики

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

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

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

Сонце - рядовая звезда нашей Галактики. Поэтому такие проблемы, как источники энергии С., его строение, образование спектра, явл. общими для физики Солнца и других звёзд. Для земного наблюдателя уникальность С. состоит в том, что это ближайшая к нам и единственная пока звезда, поверхность которой можно подвергнуть детальному изучению. Галактики Сонце - рядовая звезда нашей Галактики. Галактики

В начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Ресселл, что существует зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом. Положение звезды на диаграмме зависит от ее массы, возраста и химического состава. Со временем выявился глубокий физический смысл расположения звезд на диаграмме, и стали понятными передвижения звезд по диаграмме в зависимости от возраста (эволюционные треки). Классы звезд: 1) главную последовательность; 2) красные гиганты; 3) горизонтальная ветвь; 4) асимптотическую ветвь сверхгигантов; 5)последовательность белых карликов; Наиболее населенной является главная последовательность, следующие группы - белые карлики и гиганты. Зірки: Схематическое представление наиболее населенных областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

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

Красные гиганты - это звезды, в ядре которых уже закончилось горение водорода. Их ядро состоит из гелия, но так как температура ядерного горения гелия больше, чем температура горения водорода, то гелий не может загореться. Поскольку больше нет выделения энергии в ядре, оно перестает находиться в состоянии гидростатического равновесия и начинает быстро сжиматься и нагреваться под действием сил гравитации. Так как во время сжатия температура ядра поднимается, то оно поджигает водород в окружающем ядро тонком слое (начало горения слоевого источника). Зірки: Червоні гіганти Внешние слои звезды расширяются и остывают. Более холодная звезда становится краснее, однако из-за своего огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению со звездами главной последовательности. Сочетание невысокой температуры и большой светимости, собственно говоря, и характеризует звезду как красного гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и занимает место на ветви красных гигантов. ветви красных гигантов.

В начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Ресселл, что существует зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом. Положение звезды на диаграмме зависит от ее массы, возраста и химического состава. Со временем выявился глубокий физический смысл расположения звезд на диаграмме, и стали понятными передвижения звезд по диаграмме в зависимости от возраста (эволюционные треки). Классы звезд: 1) главную последовательность; 2) красные гиганты; 3) горизонтальная ветвь; 4) асимптотическую ветвь сверхгигантов; 5)последовательность белых карликов; Наиболее населенной является главная последовательность, следующие группы - белые карлики и гиганты. Зірки: Схематическое представление наиболее населенных областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

Когда в ядре звезды выгорает весь гелий, звезда переходит в стадию сверхгигантов на асимптотическую горизонтальную ветвь и становится красным или желтым сверхгигантом. Сверхгиганты отличаются от обычных гигантов, также гиганты отличаются от звезд главной последовательности. асимптотическую горизонтальную ветвь асимптотическую горизонтальную ветвь Зірки: Надгіганти Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M* 8Мsun. Звезды с M* 8Мsun будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем быстрее она сжигает все свое топливо.Далее –колапс и взрів Сверхновой типа II планетарная туманностьбелый карликСверхновой типа IIпланетарная туманностьбелый карликСверхновой типа II

В начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Ресселл, что существует зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом. Положение звезды на диаграмме зависит от ее массы, возраста и химического состава. Со временем выявился глубокий физический смысл расположения звезд на диаграмме, и стали понятными передвижения звезд по диаграмме в зависимости от возраста (эволюционные треки). Классы звезд: 1) главную последовательность; 2) красные гиганты; 3) горизонтальная ветвь; 4) асимптотическую ветвь сверхгигантов; 5)последовательность белых карликов; Наиболее населенной является главная последовательность, следующие группы - белые карлики и гиганты. Зірки: Схематическое представление наиболее населенных областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

Характерное время рассасывания планетарной туманности - порядка нескольких десятков тыс. лет. Ультрафиолетовое излучение центрального ядра заставляет туманность флюоресцировать. Зірки: Планетарні туманості Планетарная туманность является сброшенными верхними слоями сверхгиганта. Свечение обеспечивается возбуждением газа ультрафиолетовым излучением центральной звезды. Туманность излучает в оптическом диапазоне, газ туманности нагрет до температуры порядка К. Из них формируются білі карлики та нейтронні зірки. сверхгиганта

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

Зірки: Білі карлики Считается, что белые карлики - это обнажившееся ядро звезды, находившейся до сброса наружных слоев на ветви сверхгигантов. Когда оболочка планетарной туманности рассеется, ядро звезды, находившейся до этого на ветви сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в верхний угол диаграммы для белых карликов. Ядро будет горячее, маленькое и голубое с низкой светимостью - это и характеризует звезду как белый карлик.ветви сверхгигантовпланетарной туманностибелых карликов Белые карлики состоят из углерода и кислорода с небольшими добавками водорода и гелия, однако у массивных сильно проэволюционировавших звезд ядро может состоять из кислорода, неона или магния. Белые карлики имееют чрезвычайно высокую плотность(106 г/cм3). Ядерные реакции в белом карлике не идут. Белый карлик находится в состоянии гравитационного равновесия и его давление определяется давлением вырожденного электронного газа. Поверхностные температуры белого карлика высокие - от 100,000 К до 200,000 К. Массы белых карликов порядка солнечной (0.6 Мsun Msun). Для белых карликов существует зависимость "масса- радиус", причем чем больше масса, тем меньше радиус. Существует предельная масса, так называемый предел Чандрасекхара,выше которой давление вырожденного газа не может противостоять гравитационному сжатию и наступает коллапс звезды, т.е. радиус стремится к нулю. Радиусы большинства белых карликов сравнимы с радиусом Земли. предел Чандрасекхара

Зірки: Нейтронні зірки Не всегда из остатков сверхгиганта формируется белый карлик. Судьба остатка сверхгиганта зависит от массы оставшегося ядра. При нарушении гидростатического равновесия наступает гравитационный коллапс (длящийся секунды или доли секунды) и если Мядра

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

Сонце - рядовая звезда нашей Галактики. Поэтому такие проблемы, как источники энергии С., его строение, образование спектра, явл. общими для физики Солнца и других звёзд. Для земного наблюдателя уникальность С. состоит в том, что это ближайшая к нам и единственная пока звезда, поверхность которой можно подвергнуть детальному изучению. Галактики Сонце - рядовая звезда нашей Галактики. Галактики

В начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Ресселл, что существует зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом. Положение звезды на диаграмме зависит от ее массы, возраста и химического состава. Со временем выявился глубокий физический смысл расположения звезд на диаграмме, и стали понятными передвижения звезд по диаграмме в зависимости от возраста (эволюционные треки). Классы звезд: 1) главную последовательность; 2) красные гиганты; 3) горизонтальная ветвь; 4) асимптотическую ветвь сверхгигантов; 5)последовательность белых карликов; Наиболее населенной является главная последовательность, следующие группы - белые карлики и гиганты. Зірки: Схематическое представление наиболее населенных областей на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла

Главная последовательность (ГП) - наиболее населенная область на диаграмме - наиболее населенная область на диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР). Основная масса звезд на диаграмме ГР расположена вдоль диагонали на полосе, идущей от правого нижнего угла диаграммы в левый верхний угол. Эта полоса и называется главной последовательностью. Фаза эволюции, соответствующая главной последовательности, связана с выделением энергии в процессе превращения водорода в гелий, и так как все звезды ГП имеют один источник энергии, то положение звезды на диаграмме ГР определяется ее массой и в малой степени химическим составом. превращения водорода в гелийпревращения водорода в гелий Основное время жизни звезда проводит на главной последовательности и поэтому главная последовательность - наиболее населенная группа на диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат на ней). Заселеність головної послідовності

Мощность излучения Солнца - его светимость L 3, эрг/с (3,86×10 26 Вт), эффективная температура поверхности Т э = 5780 К. светимость эффективная температурасветимость эффективная температура Солнце относится к звёздам- карликам спектрального класса G2. На диаграмме спектр - светимость (диагр. Герцшпрунга – Ресселла) Солнце находится в средней части главной последовательности, на которой лежат стационарные звёзды, практически не изменяющие своей светимости в течение многих миллиардов лет. Герцшпрунга – Ресселлаглавной последовательностиГерцшпрунга – Ресселлаглавной последовательности Позиція Сонця у головній послідовності

Солнце - плазменный шар: Радиус Солнца R = 6, см, т.е. в 109 раз больше экваториального радиуса Земли; Масса С. = 1, г, т. е. в раз больше массы Земли. В С. сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Ср. плотность солнечного вещества 1,41 г/см 8, что составляет 0,256 ср. плотности Земли (солнечное вещество содержит по массе свыше 70% водорода, свыше 20% гелия и ок. 2% др. элементов). Вращение С. имеет дифференциальный характер: экваториальная зона вращается быстрее (14,4 o за сутки), чем высокоширотные зоны (~10 o за сутки у полюсов). Ср. период вращения С. 25,38 сут, скорость на экваторе ок. 2 км/с. С. имеет 9 спутников-планет, суммарная масса к-рых составляет всего лишь 0,13% массы всей Солнечной системы.

Джерело енергії – синтез гелію у межах так званого протон-протонного циклу (стандартна модель) Сонце: джерело енергії та радіальний розподіл температури, щільності та маси

Сонце: внутрішня будова

Атмосферой Солнца называют три внешних слоя Солнца, расположенные выше конвективной зоны, и состоящие (по числу атомов) в основном из водорода, 10% гелия, 1/1000 углерода, азота и кислорода и 1/ металлов вместе со всеми остальными химическими элементами. Атмосферу Солнца принято разделять на фотосферу, хромосферу и корону, которая переходит в солнечный ветер. фотосферухромосферукоронусолнечный ветерфотосферухромосферукоронусолнечный ветер Сонце: атмосфера

Фотосфера Фотосфера (перевод с греческого "сфера света") - слой атмосферы звезды, кажущаяся поверхность Солнца, В фотосфере формируется доходящий до нас непрерывный спектр оптического излучения звезд. Толщина фотосферы Солнца км. Для Солнца температура в фотосфере уменьшается с высотой от К до минимальной на Солнце температуры около 4300 К. Плотность фотосферы составляет от до г/см З (концентрация частиц от 10< 15 до /см3), давление около 0.1 атм. При таких условиях все атомы с небольшими потенциалами ионизации (например Na, K, Ca) оказываются ионизованными. Остальные элементы, в том числе водород, энергия ионизации которого 13.6 эВ, остаются преимущественно в нейтральном состоянии. Фотосфера - единственный на Солнце слой, где водород почти нейтрален. Сонце: атмосфера

Спектральные линии в гранулах и промежутках между ними смещены соответственно в синюю и красную стороны. Это означает, что в средней части гранул подфотосферное солнечное вещество поднимается на поверхность, а на краях гранул стекает вниз. Скорость этих движений составляет км/с. Поэтому температура в центре гранул выше, чем на периферии. "Глубина" гранул, по-видимому, достигает нескольких сотен - тысяч километров. Грануляция фотосферы практически не зависит от гелиоцентрической широты и фазы цикла СА. Сонце: атмосфера Фотографии солнечного пятна. По периферии - сетка гранул Фотосфера Поверхность Фотосферы Солнца покрыта гранулами. Размер гранул от 200 до 2000 км, продолжительность их существования от 1 до 10 мин. Гранулы являются верхушками конвективных ячеек, расположенных в конвективной зоне.

Хромосфера Хромосфера обнаруживается при полном солнечном затмении как тонкий окрашенный (розоватый) ободок вокруг Солнца. Отсюда и ее название. Толщина около 15*10 3 км. Концентрация частиц в хромосфере ниже, чем в фотосфере, и уменьшается с высотой от до /см 3. Температура в хромосфере растет с высотой неравномерно: в нижней части - медленно, К, а в средней и верхней частях - быстро, достигая на границе с короной в переходном слое значений 10 6 К. В хромосфере по мере продвижения вверх последовательно ионизуются водород, гелий и др. химические элементы. До высоты 1500 км лежит сравнительно плотная нижняя хромосфера, а выше простираются средний ( км) и верхний слои, отличающиеся очень неоднородной структурой. Сонце: атмосфера

Солнечная корона Самая внешняя и очень разреженная часть атмосферы Солнца, продолжающаяся в виде движущейся от Солнца плазмы - солнечного ветра (поток протонов и электронов) - в межпланетное пространство. Между хромосферой и короной находится переходная область, плотность в которой меняется от до г/см3 (концентрация частиц - от до 10 9 /см 3 ), а температура - от 1*10 4 до 1,5*10 6 К. Корону можно условно разделить на три зоны: внутреннюю (r 2,5 RC ). Средняя температура короны 1,5*10 6 К. С высотой температура короны меняется мало. Плотность короны у переходной области ~ г/см З (концентрация частиц 10 8 см -3 ), а на расстоянии 3RC плотность ~ 6* г/см З, (концентрация 4*10 5 см -3 ). По своему составу корональный газ сходен с фотосферным. Атомы почти полностью лишены всех своих электронов, т.е. корона представляет собой практически полностью ионизированную плазму. Структура короны сложна, и включает крупные образования, удаляющиеся от Солнца в виде "лучей". Плотность вещества в них на порядок выше, чем в окружающей короне. Сонце: атмосфера

Излучение Солнца возникает в тонком поверхностном слое - фотосфере (1/2000 R 350 км). Хромосфера и корона практически свободно пропускают непрерывное оптич. излучение фотосферы. Фотосфера испускает непрерывное тепловое излучение примерно как абсолютно чёрное тело, нагретое до 6000 К. фотосфере тепловое излучение абсолютно чёрное тело фотосфере тепловое излучение абсолютно чёрное тело Сонце: розповсюдженість хімічних елементів

Верхняя часть фотосферы, хромосфера и корона прозрачны для частот непрерывного спектра. Однако в некоторых частотах, определяемых строением присутствующих атомов, эти слои непрозрачны. Поэтому в спектре появляются линии поглощения (фраунгоферовы линии). Сейчас отождествлено свыше таких линий более чем 70 хим. Элементов и достоверно оценена их распространенность. фраунгоферовы линиифраунгоферовы линии Наиболее обилен водород, атомов гелия в ~10 раз меньше, атомов всех других элементов - меньше тысячной доли числа атомов водорода. В областях с меньшими температурами (~ К) образуются простейшие молекулы: СН, CN и др. Сонце: розповсюдженість хімічних елементів

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z. Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!) та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів). Сонце: розповсюдженість хімічних елементів H, He C, O, Mg, Si Fe Li Zr Ba Pt, Pb (число атомом на 10 6 атомов Si)

До складу Сонячної системи, крім Сонця, входять: 1) планети та їх супутники 2) астероїди 3) малі тела пояса Койпера 4) комети 5) метеорні тіла 6) міжпланетний (космічний) пил 7) соняшний вітер

Перш ніж розглянути ці складові частини Сонячної системи треба нагадати астрономічні одиниці виміру відстані: СВЕТОВОЙ ГОД, light year (св. г., ly) внесистемная единица длины, равная расстоянию, которое преодолевает свет за год. Более точно, это расстояние, которое проходит фотон в вакууме, не испытывая влияния гравитационных полей, за один тропический год, отнесённый к эпохе 1900,0 (он равен по определению ,9747 секунды СИ). Учитывая, что скорость света в вакууме равна м/с, световой год равен ,82 км (то есть примерно 9,5 триллионов километров). СВЕТОВОЙ ГОД, light year (св. г., ly) внесистемная единица длины, равная расстоянию, которое преодолевает свет за год. Более точно, это расстояние, которое проходит фотон в вакууме, не испытывая влияния гравитационных полей, за один тропический год, отнесённый к эпохе 1900,0 (он равен по определению ,9747 секунды СИ). Учитывая, что скорость света в вакууме равна м/с, световой год равен ,82 км (то есть примерно 9,5 триллионов километров).единица длиныгодфотон тропический годэпохесекундыСИскорость светатриллионовединица длиныгодфотон тропический годэпохесекундыСИскорость светатриллионов АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА, astronomical unit (а.е., au) внесистемная, исторически сложившаяся единица измерения расстояний. 1 а.е. = км ~ 150 млн. км. Астрономическая единица приблизительно равна среднему расстоянию между Землёй и Солнцем (большая полуось орбиты Земли равна 1, а.е. Применяется в основном для измерения расстояний между объектами Солнечной системы, внесолнечных систем, а также между компонентами двойных звёзд. АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА, astronomical unit (а.е., au) внесистемная, исторически сложившаяся единица измерения расстояний. 1 а.е. = км ~ 150 млн. км. Астрономическая единица приблизительно равна среднему расстоянию между Землёй и Солнцем (большая полуось орбиты Земли равна 1, а.е. Применяется в основном для измерения расстояний между объектами Солнечной системы, внесолнечных систем, а также между компонентами двойных звёзд.ЗемлёйСолнцембольшая полуосьорбитыЗемли Солнечной системывнесолнечных системдвойных звёздЗемлёйСолнцембольшая полуосьорбитыЗемли Солнечной системывнесолнечных системдвойных звёзд ПАРСЕК, parsec (пк, pc ) единица расстояния в астрономии, равная астрономическим единицам (а.е.), или 3,258 светового года, или 3,086×10 13 км. ПАРСЕК, parsec (пк, pc ) единица расстояния в астрономии, равная астрономическим единицам (а.е.), или 3,258 светового года, или 3,086×10 13 км. Для измерения внегалактических расстояний используются также кратные единицы: килопарсек (1 кпк = 1000 пк), мегапарсек (1 Мпк = 10 6 пк), гигапарсек (1 Гпк = 10 9 пк). Миллипарсеки (мпк = пк) применяются редко. килопарсекмегапарсекгигапарсек килопарсекмегапарсекгигапарсек 1 пк = а. е. = 3,08568×10 16 м = 3,2616 световых лет а. е.мсветовых лета. е.мсветовых лет

Астрономічні одиниці виміру відстані: Паралла́кс (греч. «смена, чередование») изменение видимого положения объекта относительно удалённого фона в зависимости от положения наблюдателя. греч. Зная расстояние между точками наблюдения ( D - база) и угол смещения, можно определить расстояние до объекта по формуле (для малых углов): L = D/α, где угол α выражен в радианах. Параллакс используется в геодезии и астрономии для измерения расстояния до удалённых объектов. На явлении параллакса основано бинокулярное зрение. геодезииастрономии бинокулярное зрениегеодезииастрономии бинокулярное зрение Название ПАРСЕК происходит от параллакс угловой секунды и обозначает расстояние до объекта, годичный тригонометрический параллакс которого равен одной угловой секунде. Согласно другому эквивалентному определению, парсек это такое расстояние, с которого средний радиус земной орбиты (равный 1 а. е.), перпендикулярный лучу зрения, виден под углом одна угловая секунда (1). параллаксугловой секундыпараллакс угловой секундыпараллакс Величина угла, выраженная в радианах (безразмерная величина !), равна отношению длины дуги окружности к длине её радиуса, Очевидно, 180° = π. Отсюда вытекает тривиальная формула пересчёта из градусов, минут и секунд в радианы и наоборот. α[рад] = (π / 180) × α[°] α[°] = (180 / π) × α[рад] где: α[рад] угол в радианах, α[°] угол в градусах. 1 рад = °

Астрономічні одиниці виміру відстані: 1 астрономическая единица составляет 4,85×106 парсека;1 астрономическая единица составляет 4,85×106 парсека;астрономическая единицаастрономическая единица По состоянию на ноябрь 2005, космический аппарат «Вояджер-1» (запуск – 1977 г.) находится на расстоянии от Солнца 0,00047 пк = 0,47 мпк (~15 млрд. км);По состоянию на ноябрь 2005, космический аппарат «Вояджер-1» (запуск – 1977 г.) находится на расстоянии от Солнца 0,00047 пк = 0,47 мпк (~15 млрд. км);ноябрь2005Вояджер-1ноябрь2005Вояджер-1 Диаметр облака Оорта около 0,6 пк;Диаметр облака Оорта около 0,6 пк;облака Оортаоблака Оорта Расстояние от Солнца до ближайшей звезды (Проксима Центавра) составляет примерно 1,3 парсека;Расстояние от Солнца до ближайшей звезды (Проксима Центавра) составляет примерно 1,3 парсека;Проксима ЦентавраПроксима Центавра Расстояние до центра нашей Галактики около 8 килопарсек, диаметр Галактики приблизительно 30 кпк;Расстояние до центра нашей Галактики около 8 килопарсек, диаметр Галактики приблизительно 30 кпк;нашей Галактикинашей Галактики Расстояние до туманности Андромеды 0,77 мегапарсека;Расстояние до туманности Андромеды 0,77 мегапарсека;туманности Андромедытуманности Андромеды Ближайшее крупное скопление галактик, скопление Девы, находится на расстоянии 18 Мпк;Ближайшее крупное скопление галактик, скопление Девы, находится на расстоянии 18 Мпк;скопление Девыскопление Девы До горизонта наблюдаемой Вселенной около 4 Гпк (если измерять расстояние пройденное регистрируемым на Земле светом) или около 24 Гпк (если оценивать современное - с учетом расширения Вселенной - расстояние до тех объектов, которые это излучение испустили).До горизонта наблюдаемой Вселенной около 4 Гпк (если измерять расстояние пройденное регистрируемым на Земле светом) или около 24 Гпк (если оценивать современное - с учетом расширения Вселенной - расстояние до тех объектов, которые это излучение испустили).Вселенной 1 а.е. ~ 500 световым секундам, то есть свет доходит от Солнца до Земли примерно за 500 секунд.1 а.е. ~ 500 световым секундам, то есть свет доходит от Солнца до Земли примерно за 500 секунд.

Планеты - небесные тела, движущиеся вокруг Солнца в его гравитац. поле. Масса П. слишком мала для того, чтобы внутри её могли протекать характерные для звёздных недр ядерные реакции. В Солнечной системе 9 планет. Планеты обнаружены и у других звезд. ядерные реакцииядерные реакции Інші складові частини Сонячної системи: планети

Зовнішні зони Сонячної системи Інші складові частини Сонячної системи: планети

Планеты делятся на 2 группы: Планеты земного типа (Меркурий, Венера, Земля, Марс) и планеты-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун). О Плутоне известно очень мало, но, по-видимому, он ближе по своему строению к П. земной группы. Особое положение занимает Луна. Хотя она явл. спутником Земли, отношение её массы к массе Земли велико (1/81) и есть основание рассматривать систему Земля - Луна как двойную планету. Двойной планетой является Плутон, имеющий массивный спутник Харон (в 2,5 раза меньший). П.-гиганты имеют многочисленные семейства спутников. Юпитер, Сатурн и Уран, кроме того, обладают кольцами, состоящими из множества мелких тел. Інші складові частини Сонячної системи: планети

Различия П.-гигантов и П. земной группы: П.-гиганты значительно больше по размерам и массе, меньше по плотности, быстрее вращаются. 98% суммарной массы П. Солнечной системы. Тепловой поток из недр Юпитера и Сатурна примерно равен по величине потоку, получаемому ими от Солнца. Тепловой поток из недр Земли пренебрежимо мал по сравнению с поступающим от Солнца. Это верно и для др. П. земной группы.

Інші складові частини Сонячної системи: планети Третий закон Кеплера: Квадраты периодов обращений планет вокруг Солнца пропорциональны кубам больших полуосей их эллиптических орбит. Открыт немецким астрономом Иоганном Кеплером в начале XVII века.Иоганном Кеплером

Інші складові частини Сонячної системи: планети В гг. Иоганном Тициусом и Иоганном Боде, предложено, так называемое правило Тициуса – Боде, выражающее средние расстояния планет от Солнца как: а = 0,1(32 n–2 + 4) а.е.,Иоганном ТициусомИоганном Боде где n = 1 для Меркурия, 2 для Венеры, 3 для Земли и так далее. В полученном ряду цифр место для шестой планеты отсутствовало. В 1781 году был открыт Уран. Формула для него предсказывала 19,6 а.е. Действительное значение среднего расстояния составило 19,19 а.е. Большие полуоси орбит планет хорошо следуют правилу Тициуса – Боде. Красным выделен теоретический график, синим – реальные размеры орбит. Обратить внимание на положение пояса астероидов !!!

Інші складові частини Сонячної системи: астероїди Астероиды – тела размером км, у них нет атмосферы и гидросферы. Форма астероидов самая разнообразная: от шаровой до сигарообразной. У астероидов большие различия в составе поверхности, что подтверждается их способностью отражать свет: у одних астероидов коэффициент отражения лишь 3 %, что делает структуру их поверхности похожей на свежевспаханный чернозем или новую автомобильную покрышку, тогда как у других он приближается к 50 %, как если бы она была покрыта меловыми отложениями. Так, поверхность астероида 52 Европа имеет альбедо всего 0,03, а Веста имеет альбедо 0,28. Периоды осевого вращения астероидов различаются в десятки раз: у некоторых малых планет это часы, у других – сутки. В настоящее время известно более астероидов, однако их общее число оценивается в 30–50 тысяч. Считается, что число астероидов размером более 200 км порядка тридцати. Астероидов размером от 80 км до 200 км – порядка тысячи. Астероид Гаспра имеет неправильную форму. На фотографии зонда «Галилео» видны кратеры вплоть до 160 м в поперечнике.

Інші складові частини Сонячної системи: астероїди Більшість астероїдів зосереджена у «поясі астероїдів»: Местоположение 8777 астероидов в полночь 1 января 2000 года. Плотность астероидов обычно лежит в пределах от 2 до 8 г/cм 3.

Інші складові частини Сонячної системи: астероїди В 1804 году немецкий ученый Ольберс высказал знаменитую гипотезу о разрыве гипотетической планеты Фаэтон между Марсом и Юпитером и образования астероидов – ее обломков. Однако эта гипотеза не подтвердилась. Подробные математические расчеты показывают, что астероиды произошли от дробления не одного, а нескольких тел большого размера. Большие полуоси орбит планет хорошо следуют правилу Тициуса – Боде. Красным выделен теоретический график, синим – реальные размеры орбит. Обратить внимание на положение пояса астероидов !!!

Інші складові частини Сонячної системи: малі тіла поясу Койпера В 1951 году Джерард Петер Койпер, нидерландский и американский астроном, высказал гипотезу о существовании резервуара малых тел за орбатой Нептуна - пояса Койпера,. Первый объект расположенный на расстоянии 41 а.е., был открыт в 1992 году. В настоящее время открыто более 400 подобных объектов, размеры которых превышают 200 км, находящихся далеко за орбитой Нептуна и Плутона. Койпер По современным оценкам, в поясе Койпера до объектов размерами свыше 100 км, а общая численность тел, по расчетам специалистов, оценивается в несколько миллиардов. Следовательно, пояс Койпера имеет полную массу, в сотни раз большую, чем пояс астероидов между орбитами Марса и Юпитера.

Інші складові частини Сонячної системи: малі тіла поясу Койпера Открытия таких крупных объектов пояса Койпера лишний раз подтверждает, что Плутон (+Харон) – не девятая планета Солнечной системы, а лишь крупнейший объект пояса Койпера. Однако, пока решено сохранить за ним статус планеты.

Інші складові частини Сонячної системи: малі тіла поясу Койпера Вполне возможно, что принадлежность Плутона (+Харон) к числу объектов пояса Койпера объясняет его отклонение от Однако, пока за Плутоном условно сохраняется статус девятой планеты Солнечной системы, Вполне возможно, что принадлежность Плутона (+Харон) к числу объектов пояса Койпера объясняет его отклонение от правила Тициуса – Боде. Однако, пока за Плутоном условно сохраняется статус девятой планеты Солнечной системы, Большие полуоси орбит планет хорошо следуют правилу Тициуса – Боде. Красным выделен теоретический график, синим – реальные размеры орбит. Обратить внимание на положение Плутона !!!

Інші складові частини Сонячної системи: комети Кометы открывают ежегодно. В среднем их открывается около 20 в год. Доступно наблюдениям порядка 50 комет, а за всю историю человечества наблюдалось около двух тысяч появлений комет Комета, названная в честь астронома Ричарда Уэста, открывшего ее в 1975 году. Проходя возле Солнца, комета стала одной из самых ярких за последние несколько десятков лет. Фотография сделана в марте 1976 года.

Інші складові частини Сонячної системи: комети Источник комет: В 1950 году голландский космогонист Ян Оорт, проанализировав распределение орбит известных тогда комет, обнаружил, что большие полуоси их первичных орбит группируются к области, удаленной на расстояния более а.е. Оорт предположил, что Солнечная система окружена гигантским облаком кометных тел, находящихся на расстояниях от до а.е.. Ян Оорт Ян Оорт Облако ОортаОблако Оорта – гигантское сферическое скопление кометного вещества. В сосредоточено около –10 13 комет, обращающихся вокруг Солнца на расстояниях от 3000 до а.е., что составляет половину расстояния до ближайших звезд. Облако Оорта Под влиянием возмущений ближайших звезд некоторые кометы навсегда покидают Солнечную систему. Другие, наоборот, по сильно вытянутым орбитам устремляются к Солнцу и благодаря резкому усилению потока солнечной радиации становятся обычными кометами. Там, под действием тяготения планет-гигантов, они могут перейти на эллиптические орбиты.

Інші складові частини Сонячної системи: комети Комета Галлея в небе над штатом Джорджия, США. (1986 г.). Период обращения вокруг Солнца кометы Галлея 76 лет, Для комет типичны элиптические орбиты: Комета Галлея движется по эллиптической орбите в направлении, противоположном направлению вращения планет.

Інші складові частини Сонячної системи: комети При каждом сближении с Солнцем комета теряет некоторую часть своей массы в виде газа и пыли, выбрасываемых в голову и в хвост. При этом головы комет иногда достигают размеров, превышающих размеры Солнца, а хвосты имеют порой длину больше 1 а.е. Комета 1888 года имела хвост, размеры которого превосходили расстояние от Солнца до Юпитера! Самая яркая центральная часть головы кометы, кометное ядро представляет собой ледяную глыбу, состоящую из смеси замерзшей воды и замороженных газов с вкраплениями тугоплавких каменистых и металлических частиц, метеорного вещества. Главные компоненты – простые соединения водорода, кислорода, углерода и азота. По данным АМС «Вега-1», «Вега-2», «Джотто». (1986) ядро кометы Галлея представляет собой космическое тело размером 14×7,5×7,5 км и массой кг. Ядро кометы медленно вращается с периодом 53 часа. Поверхность кометы очень темная, альбедо 0,04. Температура поверхности на расстоянии 0,8 а.е. была около 360 К. В выбрасываемых струях были обнаружены углекислый газ и пыль. Каждую секунду возле перигелия комета выбрасывает 45 тонн газа и 8 тонн пыли. Ядро кометы Галлея, сфотографированное космическим аппаратом «Джотто». Март 1986 года.

Інші складові частини Сонячної системи: комети Структура ядра одной из комет.

Інші складові частини Сонячної системи: комети Комета Шумейкеров–Леви-9 в 1992 году сблизилась с Юпитером и была разорвана силой его тяготения, а в июле 1994 года ее осколки столкнулись с Юпитером, вызвав фантастические эффекты в атмосфере планеты.

Інші складові частини Сонячної системи: метеорити Многие метеорные потоки являются периодическими. Это остатки разрушенных комет: Метеорное тело – это фрагмент породы или скопление пыли в космическом пространстве. Поверхность Земли постоянно бомбардируется небесными телами самых разных размеров. Метеором называется световое явление, возникающее на высоте от 80 км до 130 км от поверхности Земли при вторжении в земную атмосферу частиц – метеорных тел. Метеоры, достигшие поверхности Земли называют метеоритами. Скорости движения метеорных тел различны – от 11 до 75 км/с. Кроме единичных, спорадических метеоров, можно наблюдать и метеорные потоки.

Інші складові частини Сонячної системи: метеорити Железные метеориты (10 %) Каменные метеориты (85 %) Железо-каменные метеориты (5 %) Метеориты – фрагменты древнейшего вещества Солнечной системы. Сохраняет информацию о процессах образования Солнца и планеты.

Інші складові частини Сонячної системи: метеорити Местоположение известных ударных кратеров. Метеоритный кратер в штате Аризона (США). Его диаметр составляет 1200 м, а глубина 175 м. Вал кратера поднят над окружающей пустыней на высоту около 37 м. Возраст кратера 5000 лет,

Інші складові частини Сонячної системи: метеорити Редкий, почти курьезный случай: этот автомобиль был поврежден ударом 12-килограммового метеорита.

Інші складові частини Сонячної системи: метеорити Типичный лунный кратер: Кратер Ван де Грааф шириной 243 км. Кратеры обычны для многих планет и их спутников, особенно лишенных атмосферы

Інші складові частини Сонячної системи: міжпланетний (космічний) пил Размеры пылинок в межпланетной среде 0,1–10 мкм. Мелкие пылинки выметаются из Солнечной системы давлением солнечного ветра. Предполагается, что в облаке Оорта находится огромное количество пыли.облаке Оорта Более крупные частицы падают на Солнце за счет взаимодействия с сонечным светом (эффект Пойнтинга – Робертсона). Частица размером 2 мкм упадет на Солнце всего за 2000 лет. Межпланетная пыль образуется за счет разрушение астероидов и комет. Концентрация межпланетного вещества на некотором расстоянии от Земли (то есть исключая околоземную составляющую) около 10–22 г/см 3, что в 100–1000 раз выше плотности газопылевых межзвездных облаков. Общее количество пылевого вещества внутри орбиты Земли оценивается в кг, то есть примерно равно массе одного астероида. Зодиакальный свет – одно из доказательств наличия пыли в космическом пространстве около Земли. Зодиакальный свет – светлая область, вытянутая вдоль эклиптики и наблюдаемая в экваториальных широтах Земли после захода Солнца или перед самым восходом. Зодиакальный свет – это эффект рассеяния солнечного света на межпланетной пыли.

Інші складові частини Сонячної системи: сонячний вітер Солнечный ветерСолнечный ветер – это потоки разреженного газа и плазмы, истекающие из солнечной короны во всех направлениях. Солнечный ветер, в основном состоящий из протонов, альфа-частиц и электронов, удаляется от Солнца со скоростями 400– 500 км/с (возле Земли). Взаимодействуя с магнитосферами и атмосферами планет, солнечный ветер искажает их форму, вызывает в них химические реакции, ионизацию газа и его свечениею солнечной короны

Інші складові частини Сонячної системи: сонячний вітер Солнечный ветер «выдувает» вокруг Солнца каверну, свободную от межзвездной плазмы (гелиосферу), которая простирается за орбиту Плутона; ее граница пока точно не установлена.

Таким чином, ми зробили короткий огляд всіх складових Сонячної системи: 1) Земля та планети земної групи 2) зовнішні планети 2) астероїди 3) малі тела пояса Койпера 4) комети 5) метеорні тіла 6) міжпланетний (космічний) пил 7) сонячний вітер Підкреслені складові детально розглядаються у подальших лекціях

Загальна геохімічна характеристика планети Земля та її геосфер: Метеорити, їх значення для геохімії, космічна розповсюдженість хімічних елементів ОСНОВИ ГЕОХІМІЇ С. Є. Шнюков Лекція 9

Таким чином, ми зробили короткий огляд всіх складових Сонячної системи: 1) Земля та планети земної групи 2) зовнішні планети 2) астероїди 3) малі тела пояса Койпера 4) комети 5) метеорні тіла 6) міжпланетний (космічний) пил 7) сонячний вітер Підкреслені складові детально розглядаються у подальших лекціях

Метеорити: визначення Метеорное тело – это фрагмент породы или скопление пыли в космическом пространстве. Метеор – световое явление, возникающее на высоте от 80 км до 130 км от поверхности Земли при вторжении в земную атмосферу метеорных тел. Метеорит – метеор, достигший поверхности Земли (обычно массой >10 г). Скорости движения метеорных тел различны – от 11 до 75 км/с. Кроме единичных, спорадических метеоров, можно наблюдать и метеорные потоки. Многие метеорные потоки являются периодическими. Это остатки разрушенных комет.

Метеорити: джерело «Пояс астероїдів»: положение 8777 астероидов 1 января 2000 года. Пояс Койпера – обнаружено до объектов размерами свыше 100 км, а общая численность – миллиарды (оценка). Их масса в сотни раз больше массы тел пояса астероидов.

Метеорити: падіння на Землю Метеоритный кратер в штате Аризона (США). Диаметр м, а глубина 175 м. Вал кратера поднят на высоту около 37 м. Возраст кратера 5000 лет, но он хорошо сохранился (пустыня). Всего на Земле найдено около 140 крупных кратеров. Поверхность Земли постоянно бомбардируется небесными телами самых разных размеров. Интенсивность выпадения: 1-10 тыс.т/сутки

Метеорити: зіткнення з іншими планетами Фактически лишенный атмосферы Меркурий по количеству кратеров – копия Луны. Меркурій Венера Венера – планета с мощной атмосферой. Однако метеоритные кратеры – одна из ведущих морфоструктур поверхности. На переднем плане метеоритный кратер диаметром 48 км. Трещины и складки образовались в результате удара.

Метеорити: зіткнення з іншими планетами Інтенсивність бомбардування ~ Землі, але остання екранується атмосферою. (Приблизний аналог: Меркурій – Венера) Венера Атмосфера відсутня. Тому для Місяця спостерігаються класичні наслідки метеоритного бомбардування - кратери різного розміру та багатьох генерацій. Місяць

Метеорити: зіткнення з іншими планетами Кратер на Фобосі Залізний меторит на поверхні Марса. Ця випадкова знахідка після короткого та локального! періоду дослідження планети марсоходами свідчить про значну кількість метеоритної речовини на поверхні планети. Фобос Марс Марс та його супутники Фобос

Метеорити: зіткнення з іншими планетами Юпітер: Падение кометы Шумейкеров– Леви вызвало многокилометровые цунами в атмосфере. Инфракрасная съемка. Огромные ударные кратеры на поверхности. Молодые кратеры имеют светлое дно - обнажают ледяную поверхность. Зовнішні планети та їх супутники Ганімед та Каллісто (супутники Юпітера) Аналогичная картина – для многих спутников Внешних планет

Метеорити: історія Пояс астероїдів 1.Метеоритне бомбардування типове для всіх планет. Це наслідок нестабільності орбіт тіл у джерелах метеоритної речовини 2.З часом інтенсивність бомбардування зменьшувалась – завершення акреції Таким чином: Пояс Койпера та Облако Оорта

Метеорити: найбільші зареєстровані на Землі події Деякі інші найкрупніші метеорити: 1.Гоба (ПЗ Африка) – 1920 р. – 60 т. 2.Кейп-Йорк (Гренландія) р. – 34 т. 3.Багія (Бразілія) – 1784 – 16 т. Сихотэ-Алинь, Приморье (12 февраля 1947). Масса метеорита на входе в атмосферу тонн, выпавшего вещества - порядка 100 т. Масса собранного вещества (1986 г.) - более 27 т. Рассчитана доатмосферная траектория метеорита - он пришел из центральной части пояса астероидов. Сіхоте-Алінський метеорит

Железные метеориты (10 %) Каменные метеориты (85 %) Железо-каменные метеориты (5 %) Метеориты – фрагменты древнейшего вещества Солнечной системы. Сохраняет информацию о процессах образования Солнца и планеты. Метеорити: класифікація

Регмаглипты железных метеоритов. Регмаглипты каменных метеоритов, напоминающая следы пальцев Регмаглипты [Regmaglypts, Thumbprints] (от греч. rhegma трещина, царапина, рана и glyptos вырезанный, изваянный), характерные углубления на поверхностях метеоритов, образующиеся в результате «сверлящего» действия земной атмосферы (абляции) на метеориты во время их движения в атмосфере с космическими скоростями.абляции Метеорити: класифікація (зовнішні ознаки)

Железные метеориты (10 %) Метеорити: класифікація Рентгенівський спектр типового залізного метеорита Состоят из метал. фазы и рассеянных в ней зерен силикатов. Главные компоненты – Fe (79-89%) и Ni (4-20%, среднее 10%). Акцессорные – троилит, графит и др. Используются для создания геохимических моделей Земли и планет (исходные данные для оценок состава ядра)

Метеорити: класифікація Состоят из металлической и силикатной фаз в примерно равных соотношениях. Металлическая фаза аналогична железным метеоритам. По составу силикатной части подразделяются на: 1.ПАЛЛАСИТЫ (оливин) 2.МЕЗОСИДЕРИТЫ (плагиоклаз, пироксен) Железо-каменные метеориты (5 %)

Метеорити: класифікація Имеют преимущественно силикатный состав. Подразделяются на: 1.ХОНДРИТЫ 2.АХОНДРИТЫ Каменные метеориты (85 %) Хондриты наиболее важны для геохимии – рассмотрим подробно. Ахондриты = результат дифференциации первичного в-ва = магматические горные породы основного состава

Метеорити: класифікація Хондриты подразделяются на типы : 1.Углистые хондриты (С1, С2, С3) 2.Обычные хондриты (LL, L, H, E) Каменные метеориты (85 %) Хондриты Углистые хондриты состоят из оливина (40), пироксена (30), никелистого железа (10-20), плагиоклаза (10), троилита (5-6%). Присутствуютсерпентин, хлорит, углистое в-во. Концентрации летучих компонентов и всех остальных элементов = концентрациям на Солнце. Это позволяет использовать именно углистые хондриты для оценки космической распространенности элементов. Кроме того – угл. хондриты - основа геохимических моделей Земли и планет земной группы. Их состав используется как основа для оценки состава примитивной мантии Земли. Типичным примером углистого хондрита является метеорит Алленде является, представляющим наиболее примитивную из известных форму материи во вселенной. Одна из гипотез образования углистых хондритов заключается в том, что в "самом начале времен" частички межзвездной пыли слипались друг с другом, нагревались и образовывали породы, сходные с углистыми хондритами. Тип углистых хондритов "C3", к которому относится "Алленде", является одним из наиболее примитивных типов и характеризуется составом очень близким к валовому составу Солнечной Системы. До падения "Алленде", метеориты типа "C3" были очень редки (16 шт.)углистого хондрита,межзвездной пылиметеориты типа "C3"

Метеорити: класифікація Типичный пример - метеорит Алленде, Мексика ( ). Общий вес - несколько тонн. Две тонны обломков были собраны. Метеорит Алленде - углистый хондрит (С3), представляющим наиболее примитивную из известных форму материи во вселенной.углистый хондрит (С3), Каменные метеориты (85 %) ХОНДРИТЫ Фотография петрографического шлифа метеорита Алленде. Крупная хондра: ее центр представлен параллельными удлиненными кристаллами оливина, образующими колосниковую структуру. Пространство между удлиненными кристаллами представлено очень мелкозернистым агрегатом, который возможно первоначально являлся вулканическим стеклом. Мелкозернистая основная масса "Алленде" сложена железистым оливином. Общее содержание железа около 24 %, но при этом никелистое железо встречается в нем очень редко. оливиномникелистое железо

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

Встановлено максімуми H, He та закономірне зниження розповсюдженості з зростанням Z. Важливим є значне відхилення соняшної розповсюдженості від даних для Землі (Si, O !!!) та дуже добра узгодженість з даними, які одержані для метеоритів (хондритів). Сонце: розповсюдженість хімічних елементів H, He C, O, Mg, Si Fe Li Zr Ba Pt, Pb (число атомом на 10 6 атомов Si)

Метеорити: тектіти Тектиты (от греч. tektós расплавленный), стеклянные природные тела зелёного, жёлтого или чёрного цвета, разнообразной формы и размеров, целиком оплавленные, обладающие характерной скульптурной поверхностью. Состав: SiO2 до 88,5%, Al2O3 20,5%, FeO 11,5%. CaO 8,5%; важно присутствие Ni и сравнительно с др. стеклами низкое содержание воды. Находки тектитов известны на всех континентах, исключая Антарктиду. Однако они встречаются только в палеоген-антропогеновых отложениях или просто на поверхности Земли в областях, исключающих их вулканическое происхождение. Две гипотезы образования: 1. Метеориты 2. Импактиты (образовались в результате падения на Землю метеоритов в основном из земного вещества путём его переплавления (ударный метаморфизм).