Товари для рукоділля
 

Земля і Місяць. Планети земної групи: Меркурій, Венера, Марс і його супутники


Скачати файл

Поділитись з друзями:
 
 

Всі тіла, що рухаються навколо Сонця, утворюють в сукупності планетну систему, яка називається Сонячною. Сонячна система - це розмаїта і густона-селена сім'я. До її складу входять: дев'ять великих планет; понад вісімдесят їхніх супутників; напевне, кілька десятків тисяч малих тіл або астероїдів розмірами від 10 до 1 000 км; комети; безліч метеорних тіл з розмірами меншими за 1 км - так званих метеороїдів; міжпланетні пил та газ.


За своїми характеристиками великі планети поділяються на дві групи: планети земної групи — Меркурій, Венера, Земля та Марс, планети-гіганти -Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун. Щодо планети Плутон, то вона не належить до жодної з цих груп, а швидше нагадує деякі з супутників планет-гігантів. Відмінності між планетами обох груп обумовлені їхніми масами, хімічним складом та віддаленістю від Сонця. Якщо планети земної групи мають порівняно невеликі розміри, велику густину і складаються в основному зі щільних речовин, то планети-гіганти, навпаки, мають великі розміри, малу густину і складаються в основному з газів.


Маса планет-гігантів складає 98 % сумарної маси всіх планет Сонячної системи. Великою силою тяжіння вони утримують потужні метаново-аміачні атмосфери, системи кілець та супутників і швидко обертаються.


І нарешті, в окрему групу виділяють сьогодні супутники планет.
У вивченні Сонячної системи за останні 40 років досягнуто значних успіхів. Але й сформульовано нові питання, відповідей на які все ще немає.


Земля — планета. Земля бере участь у двох рухах у просторі: обертається навколо осі та рухається навколо Сонця з середньою швидкістю ЗО км/с на середній віддалі 149,6 млн км.


Завдяки рухові Землі по орбіті з періодом 365 діб 5 год 48 хв 46 с Сонце, відображаючи цей рух, переміщується небом серед зір з тим же періодом у напрямку, протилежному добовому обертанню неба, із заходу на схід.


У першому наближенні Землю можна вважати кулею. Але через обертання, яке спричиняє появу відцентрової сили, вона дещо сплюснута біля полюсів і опукла біля екватора. Тому ближчим до справжньої форми Землі буде еліпсоїд обертання, одержаний обертанням еліпса навколо малої осі. При цьому велику піввісь еліпсоїда приймають рівною а = 6 378 160 м, а малу Ь = 6 376 778 м.


Земля обертається навколо осі, причому швидкість руху точок земної поверхні різна у різних широтах: максимальна на екваторі -
465 м/с - і нульова на полюсах. Відповідно і прискорення сили земного тяжіння в різних широтах різне: мінімальне на екваторі - 9,78 м/с2, максимальне на полюсах - 9,83 м/с2.


Вивчаючи нашу планету, вчені вже давно виділили ряд притаманних їй оболонок. Найвіддаленішою і найпротяжнішою оболонкою Землі є магнітосфери - ділянка навколоземного простору, фізичні властивості якої визначаються магнітним полем Землі та його взаємодією з потоками заряджених частинок. Магнітне поле Землі близьке до поля магнітного диполя, і його напруженість становить біля 40 А/м.


Через дію потоку частинок з боку Сонця (сонячного вітру) на денному боці магнітні силові лінії дещо притиснуті до Землі. З протилежного, нічного боку вони відхиляються сонячним вітром, утворюючи «шлейф» протяжністю до 5 млн км. В області замкнутих ліній геомагнітного поля існує пастка для заряджених частинок. Геомагнітне поле захоплює і утримує всередині магнітосфери величезну кількість протонів і електронів, які утворюють радіаційні пояси (мал. 13.2). Виділяють внутрішній і зовнішній радіаційні пояси на середній відстані від поверхні Землі відповідно 1 000-1 100 км і 35 000-50 000 км.


Земля оточена повітряною оболонкою - атмосферою (мал. 13.3) яка не має чітких меж і за своїми фізичними властивостями на різних висотах поділяється на тропосферу (висота 9-17 км від полюса до екватора, температура зменшується з висотою до -55 ), стратосферу (до 55 км, температура зростає до 0і), мезосфе-ру (до 85 км, температура зменшується до -85 ) і термосферу (від 90 км і вище, температура знову зростає). З урахуванням електричних властивостей атмосфери на висоті 70-400 км виділяють іоносферу, де повітря сильно іонізоване.


Головні складові (за масою) повітря: азот - 78 %, кисень - 21 %, аргон - 0,93 %, вуглекислий газ -0,03 %, озон і водяна пара. Інші гази наявні в кількості, меншій 0,01 %.


Під атмосферою лежать гідросфера і літосфера - оболонки, на яких існує практично все живе на Землі.


Під гідросферою розуміють сукупність усієї води на Землі в твердому, рідкому і газоподібному стані. Найбільше води у рідкому
стані. Вона утворює Світовий океан, що вміщує 97 % усієї поверхневої води і покриває 71 % земної поверхні. 2,5 % води припадає на лід, а на озера, річки і атмосферну вологу - лише 0,5 %.


Літосфера -це верхня тверда оболонка Землі. Вона повністю покриває надра планети. Проте за допомогою сейсмічних хвиль, що поширюються в тілі планети під час землетрусів, було з'ясовано внутрішню будову Землі. Виходячи зі швидкості поширення сейсмічних хвиль, земні надра поділяють на такі шари: кора (зона А) товщиною від 5 км під океанами до 70-80 км під найвищими горами; мантії верхня і нижня (зони С і D) загальною товщиною до 2 900 км; зовнішнє ядро (зона Е) до 2 100 км завтовшки; внутрішнє ядро (зона F) радіусом до 1 300 км.


Є думка, що на відміну від кори і мантії, які загалом перебувають у твердому стані, зовнішнє ядро рідке. З ним пов'язують наявність геомагнітного поля. Вважається, що у рідкому зовнішньому ядрі Землі можуть відбуватися досить складні інтенсивні рухи речовини, яка має високу електропровідність. При цьому виникають сильні електричні струми, які і генерують магнітне поле нашої планети.


Тверде внутрішнє ядро за температури до 7 000 К і тиску до 3,5 млн атмосфер перебуває у незвичайному стані. За таких фізичних    умов електронні оболонки атомів руйнуються і утворюється щільна плазма, насичена вільними електронами. При цьому речовина, як і метал, починає добре проводити струм, отже, за аналогією, такий її стан називається металічною фазою.
Земля має багатий хімічний склад. 90 % її маси припадає на залізо, кисень, магній і кремній. Земна кора майже наполовину складається з кисню, що входить до складу різних окислів, і на чверть - з кремнію. Значний відсоток припадає також на алюміній. Кисень, кремній і алюміній утворюють найпоширеніші у природі сполуки - кремнезем  та глинозем.


Найпоширенішим компонентом мантії є кремнезем у складі силікатів. Щодо ядра, то воно, імовірно, складається із заліза з домішками нікелю і сірки чи нікелю і кремнію.


 Всі оболонки Землі -і зовнішні, і внутрішні — постійно рухаються і змінюються. Магнітосфера Землі залежно від активності Сонця змінює форму, змінюється кількість частинок у радіаційних поясах і їхня висота над Землею.


Магнітне поле планети змінює свою напрямленість і напруженість, а магнітні полюси «сповзають» зі своїх місць. З'ясовано, що в давнину напрямленість геомагнітного поля була іншою, ніж тепер, що магнітні полюси дрейфують по поверхні, і північний магнітний полюс колись знаходився поблизу екватора. А час від часу взагалі відбувається переорієнтація (інверсія) геомагнітного поля: північний магнітний полюс стає південним і навпаки.

Атмосфера Землі постійно розсіюється у космічному просторі, але вона поповнюється за рахунок вулканічної діяльності та випаровування води з поверхні морів і океанів. Час від часу змінюється співвідношення кількості газів в атмосфері (передусім водяної пари, озону 03 та двоокису вуглецю С02).


Істотно змінює свій вигляд і тверда поверхня Землі через дію Сонця, вітру та води на гірські породи, а також через тектонічні процеси, що відбуваються в надрах.


Та зміни, пов'язані з планетою Земля, відбуваються не тільки в її оболонках. Змінюються в астрономічних масштабах геометричні зв'язки між Землею і Сонцем. Через вплив притягання з боку планет, Місяця та Сонця відбувається збурення поступального руху Землі навколо Сонця та обертального руху наколо осі.


З періодом у 100 тис. років, пересуваючись уздовж екліптики, але в тому ж напрямку, що і Земля по орбіті, повертається до попереднього положення серед зір точка перигелію земної орбіти. З періодом у 90-100 тис. років у межах 0,0163-0,066 змінюється ексцентриситет земної орбіти. З періодом у 41 тис. років у межах 22°-24,5 змінюється кут нахилу площини екватора до площини екліптики.


Відомо, що впродовж геологічної історії Землі її клімат неодноразово змінювався (хоча в цілому ці зміни не виходили за межі умов, при яких можливе існування життя). Геологічні дані вказують на чергування холодних періодів, коли великі ділянки суші вкривалися льодовиками, а рівень Світового океану знижувався, з періодами значного потепління, коли за північним полярним колом буяла рослинність. Такі зміни пов'язують з певними змінами та рухами в земних оболонках, а також з астрономічними факторами, які визначають кількість сонячної енергії, що надходить на Землю.


Зараз достовірно встановлено, що різкі зміни орієнтації геомагнітного поля пов'язані з різкими коливаннями клімату - появою великих льодових масивів (заледенінь) і їхнього наступного танення, та похолоданнями і потепліннями, які охоплювали Землю в цілому. Проте механізм цього взаємозв'язку поки що не розкрито.


Активне горотворення і переміщення земної кори внаслідок глобальних тектонічних процесів, які відбувалися впродовж геологічної історії Землі, впливають на перерозподіл морських течій та на загальну атмосферну циркуляцію, що, у свою чергу, також призводить до кліматичних змін на планеті.


Великий вплив на клімат має стан атмосфери, зокрема кількість водяної пари та вуглекислого газу, які в ній містяться. Значне підвищення вмісту водяної пари викликає збільшення хмарності, а отже зменшення кількості сонячного тепла, що надходить на поверхню. А зміна вмісту вуглекислого газу С02 спричиняє послаблення чи посилення пар никового ефекту, при якому вуглекислий газ частково поглинає тепло, випромінюване Землею в космос, затримує його в атмосфері й підвищує тим самим температуру поверхні та нижніх шарів атмосфери.

Відомо, що явище парникового ефекту відіграє вирішальну роль у пом'якшенні клімату Землі. За його відсутності середня температура планети була б на 30-40 нижчою, ніж є насправді, і становила б не +15"С, а -15С, а то і -25°С. За таких середніх значень температури океани дуже швидко вкрилися б льодом, перетворившись у величезні морозильники, і життя на планеті стало б неможливим. Отже, зменшення у повітрі вмісту С02 послаблює парниковий ефект і сприяє похолоданню. Впливають на кількість вуглекислого газу багато причин, серед них найголовнішими є вулканічна діяльність і життєдіяльність земних організмів.


Та найбільший вплив на стан атмосфери, а отже і на клімат Землі у всепланетному масштабі, мають зовнішні, астрономічні фактори, такі як зміна потоків сонячної радіації внаслідок непостійності сонячної діяльності та зміни параметрів земної орбіти. Астрономічну теорію коливань клімату було створено ще у 20-ті роки XX ст. В цій теорії показано, що зміна ексцентриситету орбіти Землі від можливого мінімального 0,0163 до можливого максимального 0,066 може призвести до різниці кількості сонячної енергії, що падає на поверхню Землі в афелії і перигелії, на 25% за рік. Залежно від того, влітку чи взимку (для північної півкулі) Земля проходить свій перигелій, така величина зміни потоку сонячної радіації може призвести до загального похолодання чи потепління на планеті.


Теорія дала змогу обчислити час льодовикових періодів у минулому. З точністю до похибок визначення геологічних дат, вік десятка попередніх заледенінь збігся з передбаченнями теорії. Вона ж дозволяє відповісти на питання, коли повинне настати наступне найближче заледеніння: сьогодні ми живемо у міжльодовикову епоху, і в найближчі 5 000-10 000 років воно нам не загрожує.


Супутник Землі - Місяць. Місяць-найближче до Землі небесне тіло (мал. 13.6), яке знаходиться від неї на середній віддалі 384 400 км і має радіус 1 738 км. Маса Місяця значно поступається масі Землі, а сила тяжіння на його поверхні приблизно у 6 разів менша, ніж на Землі.


Відношення маси Місяця до маси Землі у порівнянні з подібною величиною для супутників інших планет дуже велике і становить 1:81. Друге місце (якщо не враховувати систему Плутон-Харон, 7:1) посідає супутник Нептуна Тритон, але його маса вже у 700 разів менша за масу планети. Тому є всі підстави вважати систему Зем-ля-Місяць подвійною планетою.


Період обертання Місяця навколо осі дорівнює періоду його обертання навколо Землі. І через це Місяць завжди повернутий до Землі одним боком. Обертання такого типу називається синхронним. Однак, хоча в кожний даний момент спостерігач на Землі бачить рівно половину поверхні Місяця, через особливості його руху по орбіті насправді можна бачити не 50 %, а 60 % поверхні.

Найкрупніші деталі поверхні Місяця можна бачити з Землі навіть неозброєним оком. До них належать світлі й темні ділянки. Першим спостерігав Місяць у телескоп Галілей, він і назвав темні ділянки морями. Ця назва за традицією збереглася, хоча відомо, що у місячних морях немає води. Світлі ділянки - материки - займають близько 60% видимої з Землі місячної поверхні. Це нерівні, гористі райони, пересічені гірськими хребтами. Більшість із них мають земні назви: Карпати, Кавказ, Альпи тощо. Моря являють собою рівнинні ділянки місячної поверхні. Ще у XVII сторіччі деяким з них було присвоєно екзотичні назви: Море Вологості, Море Достатку, Море Криз тощо. Найбільша різниця у висотах на Місяці 11 км, а по регіонах вона коливається в межах 4-6 км. На окремих ділянках місячної поверхні є також тріщини та рови, довгі й круті урвища, загадкові форми, що нагадують русла висохлих річок.


Проте найефектнішими деталями місячної поверхні є кратери (мал. 13.6), які носять імена видатних учених. Серед них одинадцять імен належать українцям. Кратерів на видимому із Землі боці налічується близько ЗО 000. Найбільші серед них - кратер Клавій з діаметром 235 км і Гримальді - 200 км. На фотографіях з космічних апаратів кратерів з діаметром від 60 см налічується більше 200 000. Біля деяких кратерів добре видно яскраві промені, де речовина відбиває до 20 % падаючого на неї світла. Найвідоміші серед таких кратерів -Тіхо і Коперник. У деяких кратерах є центральні гірки. Більшість кратерів на Місяці мають метеоритне походження.


Відповідні вимірювання показали, що в полудень на екваторі температура поверхні Місяця сягає 390 К, а вночі 120 К.
Близько 40 % невидимої з Землі місячної поверхні залишалися недосяжними для досліджень доти, доки радянська міжпланетна станція «Луна-3» (1959 р.) не здійснила обліт навколо Місяця. З'ясувалося, що на зворотному боці Місяця є такі ж деталі рельєфа, що й на видимому, але в меншій кількості. Найбільший кратер - Ціолковський (діаметр 789 км).


Від початку космічної ери досліджень в астрономії до Місяця було відправлено понад 60 космічних апаратів. Два з них доставили на Місяць самоходи «Луноход-1» і «Луноход-2», а дев'ять були пілотовані американськими астронавтами (з них шість апаратів здійснили м'яку посадку).


Першою людиною, яка 20 липня 1969 р. ступила на Місяць, був американський астронавт Нейл Армстронг (мал. 13.7). Разом з Едвіном Олдріном вони здійснили м'яку посадку у місячному модулі корабля «Аполлон-11» на західній околиці Моря Спокою, тоді як третій астронавт, Майкл Коллінз, залишався на орбіті Місяця. Відтоді і до грудня 1972 р. 12 дослідників США провели на поверхні Місяця загалом близько 300 годин, встановили і м різноманітні наукові прилади, зібрали і доставили на Землю 400 кг зразків місячного грунту.


Зразки місячних порід мають магматичне походження, їхній хімічний склад загалом такий же, як і склад земних порід, але з нестачею нікелю і кобальту і перевагою заліза, титану, цирконію та ітрію.


В місячних породах особливо багато кремнезему, глинозему, окисів заліза та кальцію. Вік місячних порід становить 3-4,6 млрд років.


Місяць являє собою спокійне в тектонічному відношенні небесне тіло. Найбурхливіша епоха у його формуванні закінчилася ще 3,16 млрд років тому. У наш час повна енергія місяцет-русів, зареєстрована сейсмометрами, менша, ніж енергія землетрусів, у 1 млрд разів. В основному це місяцет-руси, викликані падінням метеоритів. Але у 1958 р. співробітники Кримської астрофізичної обсерваторії М. Козирєв та В. Єзерський спостерігали в телескоп виверження газів з кратера Альфонс. А в листопаді 1971 р. група американських дослідників виявила в районі Океану Бур діючий гейзер.


Стале магнітне поле Місяця принаймні у 1 000 разів менше, ніж геомагнітне. Це свідчить про відсутність у Місяця рідкого ядра. Місяць оточений надзвичайно розрідженою газовою оболонкою з водню, гелію, неону та аргону, а також протяжною пиловою хмарою.


Знаходячись на невеликій відстані від Землі, Місяць спричиняє на її поверхні явища припливів і відпливів. Припливи і відпливи виникають через те, що розміри Землі порівняно з відстанню до Місяця не безмежно малі, тому дія сили місячного тяжіння на різні її точки неоднакова (мал. 13.8). Уявимо собі, що вся поверхня Землі вкрита океаном. Тоді частинки води, найближчі до Місяця у певний момент (у т. А), притягаються сильніше, а частинки найвіддаленіші від нього (у т. В) - слабкіше, ніж частинки в центрі Землі. Як наслідок, водна оболонка, створюючи припливний горб, набирає форми еліпсоїда, витягнутого в напрямку до Місяця. На відверненому від Місяця боці Землі також спостерігається припливний горб, але менших розмірів.

Земля обертається навколо осі, а тому припливні виступи пересуваються вздовж поверхні морів та океанів услід за Місяцем зі сходу на захід зі швидкістю 1 800 км/год. Над кожним пунктом припливна хвиля проходить двічі на добу. У відкритому морі рівень води піднімається на 1-2 м, а біля узбережжя, особливо у вузьких затоках чи бухтах, рівень води піднімається значно вище - на 4-5 м. Найбільші припливи -близько 18 м - спостерігаються на узбережжі Канади, де берег порізаний вузькими глибокими фіордами.


Тяжіння Місяця створює припливні деформації не тільки у гідросфері, але і в атмосфері, викликаючи двічі на добу зміну тиску повітря на   кілька мм рт. ст., і в літосфері, викликаючи підйом поверхні Землі у середньому на 40 см.


Сонячне тяжіння також спричиняє припливи і відпливи, але через значно більшу віддаленість Землі від Сонця вони у 2,2 рази менші, ніж місячні. Через систематичну дію припливного тертя Земля поступово сповільнює своє обертання на 0,001 секунди за 100 років. Вивчення річних кілець у коралів дозволило встановити, що близько 500 млн років тому тривалість земної доби становила приблизно 21 год.


1. Які оболонки Землі вам відомі?

2. Що ви знаєте про внутрішню будову Землі? 

3. Що таке парниковий ефект і як він проявляється у встановленні температури поверхні нашої планети? 

4. Які ефекти, пов'язані з особливостями руху Землі   навколо Сонця, можуть обумовлювати коливання клімату на ній? 

5. З яких причин поверхня Місяця густо вкрита кратерами і не схожа на поверхню Землі? 

13.1. За даними курсу біології порівняйте вміст хімічних елементів в організмі людини з їхньою середньою поширеністю в речовині Землі. 

13.2. Поясніть з допомогою малюнка схему виникнення припливів і відпливів.

Планети земної групи
Планетам земної групи властиві порівняно невеликі розміри і маси, велика середня густина (для Меркурія, Венери і Землі відповідно 5,4, 5,2 і 5,5 г/см3, для Марса 3,97 г/см3) і тверда поверхня. Практично однакові значення густин свідчать про подібність співвідношень вмісту хімічних елементів, з яких утворені надра планет.


Зовсім інший вигляд має порівняння хімічного складу атмосфер. Так, Меркурій має дуже розріджену газову оболонку, основним компонентом якої є гелій. Атмосфера Венери на 97 % складається з вуглекислого газу; азоту в ній менше 2 %, вміст водяної пари поблизу поверхні планети - всього 0,002 % . Аналогічно в атмосфері Марса вуглекислого газу 95 %, азоту 2,7 %, водяної пари 0,1 % . Щоправда, маси цих двох атмосфер різні. Атмосфера Марса дуже розріджена, і тиск біля його поверхні в середньому в 160 разів менший, ніж на рівні моря для Землі. Атмосфера Венери, навпаки, дуже густа, біля поверхні її густина лише у 15 разів менша від густини води і тиск - близько 90 атм. Отже, порівняно з іншими планетами земної групи Земля має унікальний склад атмосфери, де переважають азот і кисень.


Згідно з сучасними теоріями колись у земній атмосфері також було багато вуглекислого газу, який посідав у ній друге місце за вмістом. Однак за наявності на Землі води, яка дуже добре розчиняє вуглекислий газ, при формуванні осадкових порід на дні океану він досить швидко був зв'язаний у вигляді карбонату в крейді та вапняку. Живі організми сприяють цьому процесу впродовж мільярдів років, тому практично весь вуглекислий газ зник з атмосфери планети. Якби зараз цей газ раптово виділився, тиск біля поверхні Землі збільшився б до 40 атм.


Ще одна особливість планет земної групи: вони повільно обертаються навколо своїх осей. Зоряна доба на Меркурії триває близько 59 земних діб, а на Венері, як було виявлено у 1966 р. радіолокаційним методом, — 243,2 земної доби, причому обертається вона навколо осі у зворотному напрямку, тобто за годинниковою стрілкою, якщо дивитися на неї з боку північного полюса, а не проти, як більшість планет Сонячної системи. Земля і Марс обертаються навколо осей значно швидше, відповідно за 23 год 56 хв і 24 год 37 хв. Але це все одно набагато повільніше, ніж планети-гіганти.


Меркурій. Меркурій - найближча до Сонця планета (мал. 14.1). За розмірами вона не набагато більша від Місяця: її екваторіальний радіус становить 2439 км, а сила тяжіння у 2,6 рази менша від земної. Планета рухається навколо Сонця з періодом 87,97 земних діб по витягнутій еліптичній орбіті з ексцентриситетом 0,21. Тому в перигелії Меркурій перебуває від Сонця на відстані 45,9 млн. км, в афелії - 69,7 млн км. Вісь обертання Меркурія нахилена до площини його орбіти на 83', тобто лише на 7" відхиляється від перпендикуляра.


Оскільки період осьового обертання Меркурія становить 2/3 періоду обертання навколо Сонця, то за кожні свої два роки він робить три оберти відносно зір і один оберт відносно Сонця. Тобто, одна сонячна доба на цій планеті триває майже два її роки.
Через велику витягнутість орбіти Меркурія здається, що Сонце дивним чином рухається його небосхилом. У своєму русі воно може прискорюватися чи сповільнюватися, зупинятися і навіть рухатися у зворотному напрямку.

У деяких районах Меркурія можна спостерігати ще більш вражаюче явище: через деякий час після сходу, піднявшись на невелику висоту над обрієм, Сонце, наче «забувши» щось важливе під обрієм, поспішає назад, заходить там, де зійшло і знову сходить. Така ж картина відбувається і на заході: Сонце заходить, потім знову сходить на небосхил, підіймається на невелику висоту і знову заходить.
 
Через відсутність атмосфери і близкість до Сонця фізичні умови на поверхні Меркурія дуже суворі. Для нього властиві різкі перепади температури впродовж доби. В полудень на екваторі максимальна температура сягає 700 К, вночі вона знижується до 100 К і нижче.


З допомогою КА з'ясовано, що Меркурій має дуже розріджену газову оболонку, яка в основному складається з гелію, а також водню (він представлений у набагато меншій кількості), є незначна кількість аргону, неону, ксенону. Концентрація частинок така, як у земній атмосфері на висоті 700 км. Ця газова оболонка не є власною атмосферою планети: силою свого тяжіння Меркурій захоплює частинки сонячного вітру, які в середньому через 200 діб покидають планету, а на їхнє місце надходять нові.


Через значну близкість до Сонця спостерігати подробиці на поверхні Меркурія з Землі було неможливо. І лише у 1974-1975 рр. АМС «Маринер-10» (США) передала на Землю близько 10 000 знімків Меркурія. На цих знімках добре видно, що поверхня Меркурія суцільно покрита кратерами, чим він дуже схожий на Місяць. От тільки кратери розташовані густіше і вони плоскіші, ніж на Місяці: мають меншу глибину і меншу висоту кільцевих валів, що їх оточують. На Меркурії немає характерних для Місяця морів, але є цілком нові деталі - величезні, довжиною в кілька сотень (часом до тисячі) кілометрів сходинкоподібні скиди висотою до 2-3 км.


Несподівано було виявлено магнітне поле Меркурія, напруженість якого становить близько 1% напруженості магнітного поля біля поверхні Землі. Наявність магнітного поля дозволяє припустити, що Меркурій має досить велике металеве ядро, розміри якого можуть досягати 2/3 діаметра планети. Вважається, що в ядрі зосереджено до 80% усієї маси Меркурія, і цим визначається його найбільша середня густина серед усіх планет Сонячної системи.


Венера - друга в Сонячній системі й найближча до Землі планета. З періодом 224,7 земних діб вона рухається навколо Сонця на середній відстані 108,2 млн км по майже коловій орбіті. Радіус і маса планети мало відрізняються від земних, відповідно 6051 км і 0,82тф. Сила тяжіння на Венері становить 0,9 сили тяжіння на Землі. Вісь обертання планети лише на 3' відхиляється від перпендикуляра до площини її орбіти.


Венера дуже повільно обертається навколо осі у зворотному напрямку з періодом 243 земних доби. Оскільки періоди обертання навколо осі та навколо Сонця виявилися близькими, і обертання відбуваються в протилежних напрямках, то за один свій рік Венера тільки двічі встигає здійснити оберт навколо осі по відношенню до Сонця. В результаті сонячна доба на Венері триває 117 земних діб.


Ще в 1761 р. під час проходжен- ня Венери по диску Сонця М. Ломоносов з'ясував, що ця планета має атмосферу. Вона виявилася такою щільною, що через неї поверхню планети побачити неможливо.


Потужний хмаровий шар відбиває у космос 75 % сонячного світла (для порівняння: Земля відбиває 36 % сонячного світла). А тому за своєю яскравістю на земному небосхилі Венера посідає третє місце після Сонця і Місяця. Це єдина планета, від світла якої земні предмети можуть відкидати тінь.


З'ясувалося, що температура на поверхні планети досягає 780 К, а тиск - порядка 80-100 атм. Головна складова атмосфери -вуглекислий газ, 96 % за об'ємом. Окрім того, до складу атмосфери входить багато інших газів, не типових для земного повітря: чадний газ, метан, аміак, двоокис сірки, соляна та плавикова кислоти, ацетилен, етан.


Наявність в атмосфері Венери великої кількості вуглекислого газу спричиняє явище парникового ефекту, яке проявляється значно сильніше, ніж на Землі. Через високий коефіцієнт відбиття сонячного світла хмаровим шаром поверхня Венери отримує менше сонячної енергії, ніж земна. Але через інтенсивне поглинання великою кількістю вуглекислого газу теплової радіації у нижніх шарах атмосфери за мільярди років існування планети поверхня розігрілась так, що каміння буквально світиться.

Денна температура атмосфери нижча, ніж температура поверхні, а уночі вона стає ще нижчою - до 420 К. У зв'язку з високою температурою на Венері немає води. Більше того, конденсовані на великій висоті краплі дощу випаровуються, не досягаючи поверхні.


Від початку 1970-х років цю планету досліджували понад 20 АМС. Зокрема, АМС «Венера-9» (СРСР, 1975 р.) передала на Землю перші зображення поверхні Венери (мал. 14.4). Надзвичайно цікаву інформацію було отримано за допомогою радіолокаторів АМС «Магел-лан» (США, 1990 р.). Було виявлено велетенські кратери, сотні згаслих вулканів з діаметрами до 50 км, просторі низовини і плато, високі гірські масиви. Отримані дані свідчать про те, що у минулому Венера пережила період високої тектонічної активності, але у наш час не має жодної ознаки її продовження.


Деталям поверхні Венери за традицією надають лише жіночі імена. Кратери Аксентьєва і Федорець названі на честь астрономів України.

Марс - четверта планета Сонячної системи, яка з періодом 687 земних діб рухається навколо Сонця на середній відстані 228 млн км. За розмірами Марс майже удвічі, а за масою - в дев'ять разів менший від Землі, сила тяжіння на Марсі становить 0,39 земної. Вісь його обертання нахилена до площини орбіти під кутом 25°, завдяки чому на Марсі відбувається зміна пір року, а тривалість доби лише на 20 хв менша за земну. Напрямок на точку перигелію Марса близький до напрямку на точку афелію Землі. Тому коли обидві планети у своєму русі навколо Сонця опиняються поблизу цих точок водночас, тобто Марс перебуває у протистоянні до Землі, віддаль між ними стає найменшою - 56 млн км. Таке взаємне положення Землі та Марса називається великим протистоянням.


Великі протистояння повторюються через кожні 15 років і трапляються у серпні - на початку вересня. У цей час Марс повернутий до Землі південним полюсом, і тому його південна півкуля вивчена краще, ніж північна.


Марс має розріджену атмосферу. Це дозволяє вивчати його поверхню безпосередньо з Землі. Дві третини поверхні Марса займають світлі ділянки, які отримали назву материків, близько третини - темні ділянки, названі морями. Вони зберігають свою форму в часі, що дозволило скласти точні карти поверхні. Поблизу полюсів восени утворюються білі плями - полярні шапки, які зникають повністю або значно зменшуються в розмірах на початку літа.


Під час великого протистояння 1877 р. італійський астроном Дж. Скіапареллі повідомив про відкриття ним на поверхні Марса чітких ліній, які ніби перетинають марсіанські пустелі, і дав їм назву канали. Було навіть висловлено припущення, що це споруди, створені розумними істотами для транспортування води від полюсів планети у зневоднені приекваторіальні райони.
З початку 1960 р. до Марса було спрямовано біля трьох десятків АМС.

 

Високоякісні зображення поверхні планети відкрили для землян новий образ Марса. Виявилося, що Марс, як і Місяць, укритий кратерами. (До речі, п'ять кратерів мають імена астрономів, які народились або працювали в Україні - Барабашов, Фесенков, Герасимович, Струве, Сімейкін; є також кратери Євпаторія та Фастів). Але, наприклад, така ділянка, як Еллада - величезна чаша діаметром 1 700 км, що лежить нижче навколишнього ландшафту на 5,5 км, - практично позбавлена кратерів. Є на Марсі також безладно розташовані пагорби і провалля, різного роду утворення, схожі на русла висохлих річок, системи вузьких тріщин, гірські райони і окремі гори вулканічного походження.


Біля екватора планети розташована головна геологічна особливість Марса - вулкано-тектонічний регіон Фарсіда, який, окрім того, є найважливішим погодотворчим фактором на планеті. Це вулканічне плато, яке здіймається над навколишньою територією на висоту до 4-5 км, а третина його площі - навіть на 8-9 км, є лише п'єдесталом для велетенських і давно згаслих вулканів 19-27 км заввишки. Три з них розташовані в одну лінію, яка перетинає екватор. А четвертий, феноменальний у своїй грандіозності, знаходиться осторонь від них.

Цей найбільший у Сонячній системі вулкан носить назву Олімп (мал. 14.7). Діаметр основи щита, на якому він розташований, становить 600 км. Щит обривається прямовисним скелястим уступом висотою 6 км. Вивершує щит вулканічна вершина з кратером розмірами 65x80 км і висотою 27,4 км над середнім рівнем поверхні.

На особливу увагу заслуговує рифтова долина Маринер (мал. 14.8) понад 4 000 км завдовжки і до 200 км завширшки. Основою цієї рифто-вої долини є величезний (2 500 км завдовжки, 75-150 км завширшки і до 6 км завглибшки) каньйон Титоніус Часма, що означає «величезна безодня». На крутих схилах каньйону - зсуви та осипи, глибокі яруги. Його дно несе на собі сліди бурхливої діяльності потоків води. Оскільки зараз рідкої води на Марсі немає, то існує припущення, що у минулому клімат планети був значно теплішим, так що на ній існували моря і протікали річки.

Марсіанський грунт - це дрібнодисперсний матеріал (реголіт), у якому міститься 15-20 % кремнію, 12-16 % заліза, близько 10 % фосфору, 7 % марганцю та кобальту, а також кальцій, хром, нікель, ванадій, титан, молібден, цирконій та ін. Жодна з відомих земних гірських порід не збігається за складом з марсіанськими.

Червонуватий колір марсіанської поверхні обумовлений великою кількістю окислів заліза, тобто звичайнісінької іржі. Тому панорами марсіанської рівнини, передані в різні роки американськими станціями, - це оранжево-червона пустеля, вкрита численними каменями з різкими краями.
Температурні умови на Марсі визначаються його відстанню від Сонця, густиною та складом атмосфери, а також оптичними властивостями грунту. Найвища температура, зареєстрована на поверхні Марса, становить 300 К, але вона різна для світлих і темних ділянок, що лежать поряд. Тому потрібно говорити про середню температуру 230 К. На екваторі вона встановлюється приблизно через годину після полудня. Вночі температура навіть в екваторіальних районах знижується до 170 К, а в полярних - до 140 К. Такий великий перепад температур пояснюється малою теплопровідністю грунту.


Атмосфера на Марсі дуже розріджена, її тиск біля поверхні становить в середньому 0,006 тиску земної атмосфери. За складом вона нагадує атмосферу Венери: 95 % належить вуглекислому газу, близько 4 % - азоту і аргону. Кисню і водяної пари в атмосфері Марса менше 1 % , проте в ній є хмари з кристаликів льоду, так що вона рідко буває цілком прозорою. Швидкість вітру, як правило, невелика, але часом досягає значення 40-50 м/с, і тоді вітер піднімає марсіанський пил високо догори, утворюючи пилову бурю.

Найсильніші пилові бурі можуть тривати по декілька місяців і повністю закривати поверхню. Через невелику силу тяжіння навіть після закінчення пилової бурі в повітрі зависає значна кількість пилинок, забарвлюючи небо у рожевий колір.

Полярні шапки, які змінюють свої розміри в залежності від марсіанської пори року, складаються з твердої вуглекислоти. Влітку вона випаровується, залишаючи невелику ділянку водяного льоду завтовшки в кілька сот метрів. Вважається, що вся вода на Марсі знаходиться у зв'язаному стані на полярних шапках і в шарі вічної мерзлоти.


Багато цінної інформації отримали астрономи від марсохода «Соджорнер», який працював на поверхні Марса у другій половині 1997 р. Зокрема, він передав на Землю близько 40 стереоскопічних знімків поверхні планети.


Та найголовніший і невтішний для землян результат експедиції «Соджорнер» полягає у негативній відповіді на сакраментальне питання - чи є життя на Марсі? Його не виявлено.


Супутники Марса. В існуванні двох супутників Марса не сумнівався свого часу Кеплер, як це видно з його листа до Галілея: «Я ... шалено хочу мати телескоп, щоб, якщо зможу, випередити вас у відкритті двох супутників, які обертаються навколо Марса». А письменник Дж. Свіфт у «Мандрах Гуллівера» (1726 р.) написав: «Вчені Лапути відкрили два супутники, що обертаються навколо Марса, ... з яких внутрішній віддалений від центра планети точно на три її діаметри, а зовнішній - на п'ять, перший обертається в просторі за 10 годин, а другий - за 211/2».


Під час протистояння Марса у серпні 1877 р. американець А. Холл (1829-1907), архітектор за фахом, випробовуючи новий 66-сантиметро-вий рефрактор, узявся відкрити ці супутники. Ось його спогади: «Шанси виявити супутник здавалися дуже малими, так що я міг би відмовитись від пошуку, якби не моя дружина, яка наполегливо вселяла мені віру в успіх». Проте трапилось неймовірне: 2 серпня Холл уперше побачив супутник, згодом названий Деймосом, а 17 серпня він відкрив Фобос. Імена супутників - Фобос і Деймос - в перекладі з давньогрецької означають відповідно «страх» і «жах». Це, за легендою, - сини бога війни Ареса (Марса), вічні супутники свого батька.


Відстань Фобоса і Деймоса від центра Марса відповідно 2,76 і 6,9 радіуса планети (Фобос у 40 разів ближчий до поверхні Марса, ніж Місяць до Землі), період обертання відповідно 7 год 39 хв і 30 год 18 хв. Супутники Марса дуже «оригінальне ;одять себе на його небі: Фобос за одну марсіанську добу встигає зробити три оберти навколо планети, сходячи на заході і заходячи на сході, а Деймос, зійшовши на сході, перебуває над горизонтом близько 65 год, тобто понад 2,5 марсіанської доби. Супутники рухаються в площині екватора і по колових орбітах.


Супутники Марса - дрібні небесні тіла, які за формою нагадують картоплини. Розміри Фобоса становлять 28x20x18 км, Деймоса - 16x12x10 км. Поверхні супутників поцятковані кратерами набагато сильніше, ніж поверхня Марса. На знімках Фобоса (мал. 14.12) добре видно найбільший кратер на його поверхні -Стікні діаметром 10 км. Відстань між борознами глибиною до ЗО м становить 200-300 м. Природа цих утворень досі за-лишається нез'ясованою.


1. У чому полягає подібність і в чому - несхожість планет земної групи?

2. Чому дорівнює сонячна доба на Меркурії? на Венері?

3. Чому на Венері парниковий ефект проявляє себе значно сильніше, ніж на Землі?

4. Чи справді на поверхні Марса є канали в тому розумінні, як це уявляли собі астрономи сто років тому?

14.1. Покладаючи, що Меркурій рухається навколо Сонця рівномірно по коловій орбіті, доведіть графічно, що за одну його сонячну добу він здійснює два оберти навколо Сонця і три - навколо своєї осі відносно зір.

14.2 Для гіпотетичного спостерігача на Венері запропонуйте метод визначення тривалості доби, враховуючи неможливість візуально спостерігати небесні світила (зокрема Сонце і зорі).


Планети-гіганти та їхні супутники
Основна відмінність планет-гігантів від планет земної групи -їхні істотно більші маси і розміри. Водночас густини планет цієї групи значно менші, ніж у планет земної групи, що свідчить про різницю хімічного складу. Всі планети-гіганти мають потужні воднево-гелійові атмосфери з домішками аміаку і метану (до 0,1%), а також великі системи супутників і кілець. Планети цієї групи обертаються навколо осі набагато швидше, ніж планети земної групи. При цьому кожна з них має помітно менший період обертання екваторіальних зон у порівнянні з приполюсними.


Такий закон обертання, типовий для всіх газоподібних тіл, спостерігається і в Сонця. При цьому Юпітер і Сатурн та Уран і Нептун також досить чітко поділяються між собою на дві пари. Юпітер і Сатурн мають більші розміри, менші густини і менші періоди обертання, ніж Уран і Нептун.


Чіткий поділ планет-гігантів на дві групи - це дуже важливий експериментальний факт, який вимагає обов'язкового пояснення сучасною теорією походження і еволюції Сонячної системи.


Юпітер. Юпітер - найбільша планета Сонячної системи (мал. 15.1), яка з періодом 11,86 земного року обертається навколо Сонця на відстані близько 5,2 а. о. Юпітер швидше за всі інші планети обертається навколо своєї осі - зоряна доба на Юпітері триває 9 год 50 хв. Через швидке обертання його екваторіальний радіус (71 400 км) значно перевищує полярний (66 900 км) - планета помітно сплюснута біля полюсів. Маса Юпітера і сила тяжіння на його поверхні відповідно у 318 і 2,5 рази більші за земні показники. Середня густина становить 1,3 г/см3.


Навіть у невеликий телескоп на Юпітері добре помітні світлі та темні смуги, що простягаються паралельно екватору. Вони порівняно стійкі протягом днів та тижнів, але поступово змінюються впродовж років. Це вказує на їхню хмарову природу та на відносно стійкий тип атмосферної циркуляції. Смуги мають різноманітне забарвлення, що змінюється з часом. Період обертання Юпітера, визначений за рухом деталей, розташованих на різних широтах, виявляється різним: він збільшується з ростом широти. Отже, смуги в середніх широтах рухаються повільніше, ніж на екваторі.


У 1831 р. в південній півкулі Юпітера було виявлено славнозвісну Велику Червону Пляму (ВЧП). Про неї було відомо й раніше, бо є свідчення спостережень Гука, на малюнках якого, виконаних ще 1664-1672 рр., теж є пляма. ВЧП орієнтована вздовж паралелі й має розміри 15 000x30 000 км, а сто років тому вони були удвічі більшими. Ця пляма - це потужний антициклон, що обертається проти годинникової стрілки. Обертання всередині плями відбувається за 6 земних діб. Виникнення та існування ВЧП пов'язане з різною швидкістю руху атмосферних мас, між якими вона знаходиться:  маси, розташовані вище, рухаються проти годинникової стрілки повільніше, ніж ті, що нижче. Через тертя верхня частина ВЧП трохи гальмується, а нижня - прискорюється, що і призводить до утворення цього на диво стійкого вихора.

Практично вся поверхня Європи вкрита мережею тріщин, довжина яких в окремих випадках сягає 1 500 км (мал. 15.5). Напевно, зовнішня оболонка Європи до глибин від 10 до 100 км складається з водяного льоду. Вона відбиває до 70% сонячного світла, а тому середня температура поверхні Європи нижча, ніж у Іо, і становить 120 К.


Ганімед - найбільший серед супутників Юпітера і взагалі у Сонячній системі. Існує припущення, що він значною мірою складається з води або льоду. Його поверхня відбиває до 40% сонячного світла і має температуру 140 К.


Каллісто - четвертий галілеєвий супутник, цікавий тим, що його відвернена від Юпітера сторона вкрита кратерами. Вважають, що їхній вік становить 4 млрд років, і виникли вони внаслідок потужного метеоритного бомбардування на ранній стадії існування Сонячної системи. Каллісто - темний супутник, бо його поверхня - лід, забруднений пилом, - відбиває лише 20 % сонячного
світла. Через це і температура на його поверхні найвища серед галіле-євих супутників - 150 К.


Всі галілеєві супутники за своїми розмірами наближаються до планет, їхні середні густини більші, ніж у Юпітера, а періоди їхнього осьового обертання і обертання навколо Юпітера майже збігаються.


У березні 1979 р. «Вояджер-2» відкрив навколо Юпітера кільце. Воно подібне до кілець Сатурна, але значно менше за розмірами і дуже тонке. Доречно згадати, що думку про існування у Юпітера кільця, а також існування на супутниках великих планет інтенсивних вулканічних процесів ще 1955 р. сміливо висловив київський астроном Сергій Костянтинович Всехсвятський (1905-1984).


Сатурн - друга планета-велетень і шоста числом планета в Сонячній системі (мал. 15.7). Майже у всьому подібна до Юпітера, вона обертається навколо Сонця з періодом 29,5 земних років на відстані близько 9,5 а. о. Зоряна доба на Сатурні триває 10 год 14 хв. Через швидке обертання він також сплюснутий біля полюсів: полярний радіус планети менший від екваторіального. Як і в Юпітера, періоди його обертання у різних широтах не однакові. Маса Сатурна в 95 разів більша за масу Землі, а сила тяжіння в 1,12 рази більша за земну.


Сатурн має на диво низьку густину, нижчу за густину води лише 0,7 г/см\ І якби знайшовся такий велетенський океан з води, куди можна було б занурити Сатурн, він би не потонув. Така маленька і устина свідчить про те, що, як і решта планет-гігантів, Сатурн переважно складається з водню і гелію.
 

Уран був відкритий англійським астрономом В. Гершелем 1781 р., а Нептун (мал. 15.11) -німецьким астрономом Галле 1846 р. після теоретичних розрахунків француза Левер'є і англійця Адамса.


До початку космічної ери відомостей про ці планети було мало. Так було відомо, що Уран -це планета, майже у- 4 рази більша за Землю. Вона рухається навколо Сонця з періодом 84 земних роки на відстані 19,2 а. о. і має екваторіальний період обертання навколо осі 17 год 14 хв. Нахил її осі обертання до площини орбіти становить 98', тобто Уран рухається навколо Сонця «лежачи на боці» та ще й обертається, як і Венера, у зворотному напрямку. Маса Урана у 14,6 рази більша за земну, а екваторіальний радіус становить 25 600 км. Середня густина Урана -1,19 г/см3.


Нептун у 4 рази більший за Землю. Він рухається навколо Сонця з періодом 164,8 земних років на відстані ЗО а. о. і має екваторіальний період обертання 17 год 42 хв. Нахил його осі обертання до площини орбіти становить 29% маса у 17 разів більша за земну, а екваторіальний радіус становить 24 800 км. Середня густина Нептуна найбільша серед усіх планет-велетнів - 1,66 г/см3.


Виміряні температури зовнішнього хмарового покриву для обох планет на 10-20 К перевищують розрахункові. Отже, у обох планет є додаткове джерело тепла із надр. Можливо, це тепло має таку ж природу, як і в Юпітера чи Сатурна. В атмосферах обох планет є молекули водню, метану, ацетилену.


Детальну інформацію про ці далекі планети вдалось отримати тільки після проходження АМС «Вояджер-2» поблизу Урана в січні 1986 р. і Нептуна в серпні 1989 р.

Система Плутон-Харон. Найдальшу, дев'яту числом планету Сонячної системи - Плутон - було відкрито у 1930 році. Плутон рухається навколо Сонця з періодом 248,4 земних років по еліптичній орбіті з великою піввіссю 39,4 а. о., витягнутій настільки, що він іноді опиняється навіть ближче до Сонця, ніж Нептун. До того ж площина його орбіти нахилена до площини екліптики під значним кутом у 17', так що, рухаючись небесною сферою, Плутон виходить за межі зодіакальних сузір'їв. Визначено, що Плутон обертається навколо осі, як і Уран чи Ве-нера, у зворотному напрямку, а кут нахилу осі обертання до площини орбіти становить 32°.

 
Вітаємо вас на сайті forfun.pp.ua . Зараз ви переглядаєте матеріал під назвою "Земля і Місяць. Планети земної групи: Меркурій, Венера, Марс і його супутники", який є одним з архіву нашої безкоштовної бібліотеки. На сторінках нашого сайту ви знайдете більше 5000 ГДЗ, творів, конспектів, презентацій, переказів і багато іншого. На нашому сайті вам доступний швидкий пошук і звичайно безкоштовний доступ до будь-якого матеріалу. Легкого вам навчання.
 
 
Додавати коментарі можуть лише зареєстровані користувачі!
Реєстрація | Вхід