Skupina Zemlje. Povzetek: Zemeljski planeti

Uvod

Med številnimi nebesnimi telesi, ki jih proučuje sodobna astronomija, zavzemajo planeti posebno mesto. Navsezadnje vsi dobro vemo, da je Zemlja, na kateri živimo, planet, torej so planeti telesa, ki so v osnovi podobna naši Zemlji.

Toda v svetu planetov ne bomo našli niti dveh popolnoma podobnih drug drugemu. Raznolikost fizičnih razmer na planetih je zelo velika. Oddaljenost planeta od Sonca (in s tem količina sončne toplote in površinske temperature), njegova velikost, napetost gravitacije na površju, orientacija osi vrtenja, ki določa menjavo letnih časov, prisotnost oz. sestava ozračja, notranja struktura in številne druge lastnosti so različne za vseh devet planetov osončja.

S pogovorom o raznolikosti razmer na planetih lahko globlje razumemo zakonitosti njihovega razvoja in ugotovimo njihov odnos med nekaterimi lastnostmi planetov. Tako je na primer njegova sposobnost zadrževanja atmosfere takšne ali drugačne sestave odvisna od velikosti, mase in temperature planeta, prisotnost atmosfere pa posledično vpliva na toplotni režim planeta.

Kot kaže preučevanje pogojev, pod katerimi sta mogoča nastanek in nadaljnji razvoj žive snovi, lahko samo na planetih iščemo znake obstoja organskega življenja. Zato ima preučevanje planetov poleg splošnega interesa velika vrednost z vidika vesoljske biologije.

Proučevanje planetov je poleg astronomije velikega pomena tudi za druga področja znanosti, predvsem za vede o Zemlji - geologijo in geofiziko, pa tudi za kozmogonijo - vedo o nastanku in razvoju nebesnih teles, vključno z našo Zemljo.

Med zemeljske planete spadajo planeti: Merkur, Venera, Zemlja in Mars.

Merkur.

Splošne informacije.

Merkur je Soncu najbližji planet v sončnem sistemu. Povprečna razdalja od Merkurja do Sonca je le 58 milijonov km. Med velikimi planeti ima najmanjše dimenzije: njegov premer je 4865 km (0,38 premera Zemlje), masa 3,304 * 10 23 kg (0,055 mase Zemlje ali 1:6025000 mase Sonca); povprečna gostota 5,52 g/cm3. Merkur je svetla zvezda, vendar ga na nebu ni tako enostavno videti. Dejstvo je, da nam je Merkur, ker je blizu Sonca, vedno viden nedaleč od sončnega diska in se le za kratek čas odmika od njega levo (na vzhod) ali desno (na zahod). oddaljenost, ki ne presega 28 O. Zato jo lahko vidimo le tiste dni v letu, ko se najbolj oddalji od Sonca. Naj se na primer Merkur oddalji od Sonca v levo. Sonce in vsa svetila v svojem vsakodnevnem gibanju lebdijo po nebu od leve proti desni. Zato najprej zaide Sonce, malo več kot uro kasneje pa še Merkur, zato moramo ta planet iskati nizko nad zahodnim obzorjem.

Gibanje.

Merkur se giblje okoli Sonca na povprečni razdalji 0,384 astronomske enote (58 milijonov km) po eliptični tirnici z veliko ekscentričnostjo e-0,206; v periheliju je razdalja do Sonca 46 milijonov km, v afelu pa 70 milijonov km. Planet opravi popoln obhod okoli Sonca v treh zemeljskih mesecih oziroma 88 dneh s hitrostjo 47,9 km/s. Ko se Merkur giblje po svoji poti okoli Sonca, se hkrati vrti okoli svoje osi, tako da je vedno ista njegova polovica obrnjena proti Soncu. To pomeni, da je na eni strani Merkurja vedno dan, na drugi pa noč. V 60. letih Z radarskimi opazovanji je bilo ugotovljeno, da se Merkur vrti okoli svoje osi v smeri naprej (tj. kot pri orbitalnem gibanju) s periodo 58,65 dni (glede na zvezde). Sončev dan na Merkurju traja 176 dni. Ekvator je nagnjen proti ravnini svoje orbite za 7°. Kotna hitrost Merkurjeve osne rotacije je 3/2 orbitalne hitrosti in ustreza kotni hitrosti njegovega gibanja v orbiti, ko je planet v periheliju. Na podlagi tega lahko domnevamo, da je hitrost vrtenja Merkurja posledica plimskih sil s Sonca.

Vzdušje.

Živo srebro morda nima atmosfere, čeprav polarizacija in spektralna opazovanja kažejo na prisotnost šibke atmosfere. S pomočjo Marinerja 10 je bilo ugotovljeno, da ima Merkur zelo redko plinsko lupino, sestavljeno predvsem iz helija. Ta atmosfera je v dinamičnem ravnovesju: vsak atom helija ostane v njej približno 200 dni, nato zapusti planet, njegovo mesto pa prevzame drug delec iz plazme sončnega vetra. Poleg helija je bila v atmosferi Merkurja najdena nepomembna količina vodika. Je približno 50-krat manj kot helija.

Izkazalo se je tudi, da ima Merkur šibko magnetno polje, katerega moč je le 0,7% Zemljinega. Naklon osi dipola glede na os vrtenja Merkurja je 12 0 (za Zemljo 11 0)

Tlak na površju planeta je približno 500 milijard-krat manjši kot na površju Zemlje.

Temperatura.

Merkur je veliko bližje Soncu kot Zemlja. Zato ga Sonce sije in greje 7-krat močneje kot naše. Na dnevni strani Merkurja je strašno vroče, tam je večna vročina. Meritve kažejo, da se temperatura tam dvigne do 400 O nad ničlo. Toda na nočni strani bi moral biti vedno močan mraz, ki verjetno doseže 200 O in celo 250 O pod ničlo. Izkazalo se je, da je ena polovica vroča kamnita puščava, druga polovica pa ledena puščava, morda prekrita z zamrznjenimi plini.

Površina.

Pot leta vesoljskega plovila Mariner 10 leta 1974 je fotografirala več kot 40 % površine Merkurja z ločljivostjo od 4 mm do 100 m, kar je omogočilo, da je Merkur z Zemlje viden približno tako kot Luna v temi. Obilje kraterjev je najbolj očitna značilnost njenega površja, ki ga na prvi vtis lahko primerjamo z Luno.

Morfologija kraterjev je namreč podobna lunini, njihov udarni izvor je nesporen: večina jih ima definirano gred, sledi izbruhov materiala, zdrobljenega med udarcem, s tvorbo v nekaterih primerih značilnih svetlih žarkov in polje sekundarnih kraterjev. V mnogih kraterjih se razlikujeta osrednji hrib in terasasta struktura notranjega pobočja. Zanimivo je, da nimajo takšnih lastnosti le skoraj vsi veliki kraterji s premerom nad 40-70 km, ampak tudi bistveno večje število manjših kraterjev, v območju 5-70 km (seveda govorimo o dobro -ohranjeni kraterji tukaj). Te značilnosti lahko pripišemo tako večji kinetični energiji teles, ki padajo na površino, kot tudi materialu same površine.

Stopnja erozije in zglajenosti kraterjev je različna. Na splošno so Merkurjevi kraterji v primerjavi z Luninimi manj globoki, kar je mogoče pojasniti tudi z večjo kinetično energijo meteoritov zaradi večjega gravitacijskega pospeška na Merkurju kot na Luni. Zato se krater, ki nastane ob trku, bolj učinkovito napolni z izvrženim materialom. Iz istega razloga so sekundarni kraterji bližje osrednjemu kot na Luni, usedline zdrobljenega materiala pa v manjši meri prikrivajo primarne reliefne oblike. Sami sekundarni kraterji so globlji od luninih, kar je spet pojasnjeno z dejstvom, da drobci, ki padejo na površje, doživljajo večji pospešek zaradi gravitacije.

Tako kot na Luni je mogoče glede na relief ločiti prevladujoča neravna "celinska" in precej bolj gladka "morska" območja. Slednje so pretežno kotanje, ki pa so bistveno manjše kot na Luni; njihove velikosti običajno ne presegajo 400-600 km. Poleg tega so nekatere kotline slabo vidne na ozadju okoliškega terena. Izjema je omenjena obsežna kotlina Canoris (Morje toplote), dolga okoli 1300 km, ki spominja na znamenito Morje dežja na Luni.

V prevladujočem celinskem delu površja Merkurja lahko ločimo tako močno kraterizirana območja, z največjo stopnjo degradacije kraterjev, kot stare medkraterske planote, ki zasedajo velika ozemlja, kar kaže na razširjen starodavni vulkanizem. To so najstarejše ohranjene oblike reliefa na planetu. Uravnane površine kotanj so očitno prekrite z najdebelejšo plastjo drobljenih kamnin – regolitom. Poleg majhnega števila kraterjev so nagubani grebeni, ki spominjajo na luno. Nekatera ravnina ob bazenih so verjetno nastala z odlaganjem materiala, ki se je iz njih izvrgel. Hkrati so za večino nižin našli zanesljive dokaze o njihovem vulkanskem izvoru, vendar je to vulkanizem poznejšega datuma kot na medkraterskih planotah. Natančna študija razkrije še eno zanimivost, ki osvetljuje zgodovino nastanka planeta. Govorimo o značilnih sledovih tektonskega delovanja v svetovnem merilu v obliki specifičnih strmih robov ali škarp. Škrape so dolge od 20-500 km, višine pobočij pa od nekaj sto metrov do 1-2 km. Po svoji morfologiji in geometriji lege na površju se razlikujejo od običajnih tektonskih prelomov in prelomov, ki jih opažamo na Luni in Marsu, in so bolj nastale zaradi narivov, plasti zaradi napetosti v površinski plasti, ki je nastala ob stiskanju Merkurja. . To dokazuje vodoravni premik grebenov nekaterih kraterjev.

Nekatere škarpe so bile bombardirane in delno uničene. To pomeni, da so nastale prej kot kraterji na njihovi površini. Na podlagi zožitve erozije teh kraterjev lahko sklepamo, da je do stiskanja skorje prišlo med nastankom »morij« pred približno 4 milijardami let. Kot najverjetnejši razlog za stiskanje je treba očitno šteti začetek ohlajanja Merkurja. Po drugi zanimivi domnevi, ki so jo predstavili številni strokovnjaki, bi lahko bil alternativni mehanizem za močno tektonsko aktivnost planeta v tem obdobju plimska upočasnitev vrtenja planeta za približno 175-krat: od prvotno predpostavljene vrednosti približno 8 ur do 58,6 dni.

Venera.

Splošne informacije.

Venera je drugi najbližji planet Soncu, skoraj enake velikosti kot Zemlja, njena masa pa je več kot 80 % Zemljine mase. Zaradi teh razlogov Venero včasih imenujejo Zemljina dvojčica ali sestra. Vendar sta površje in atmosfera teh dveh planetov popolnoma drugačna. Na Zemlji so reke, jezera, oceani in ozračje, ki ga dihamo. Venera je zelo vroč planet z gosto atmosfero, ki bi bila za ljudi usodna. Povprečna razdalja od Venere do Sonca je 108,2 milijona km; je skoraj konstantna, saj je orbita Venere bližje krogu kot naš planet. Venera prejme več kot dvakrat več svetlobe in toplote od Sonca kot Zemlja. Kljub temu na senčni strani na Veneri prevladuje mraz pri več kot 20 stopinjah pod ničlo, saj do sem ne pridejo sončni žarki zelo dolgo. Planet ima zelo gosto, globoko in zelo motno atmosfero, ki nam preprečuje, da bi videli površje planeta. Atmosfero (plinsko lupino) je odkril M. V. Lomonosov leta 1761, kar je tudi pokazalo podobnost Venere z Zemljo. Planet nima satelitov.

Gibanje.

Venera ima skoraj krožno orbito (ekscentričnost 0,007), ki jo obkroži v 224,7 zemeljskih dneh s hitrostjo 35 km/s. na razdalji 108,2 milijona km od Sonca. Venera se zavrti okoli svoje osi v 243 zemeljskih dneh - najdaljši čas med vsemi planeti. Venera se vrti okoli svoje osi hrbtna stran, to je v smeri, nasprotni orbitalnemu gibanju. Tako počasno in poleg tega obratno vrtenje pomeni, da Sonce, gledano z Venere, vzide in zaide le dvakrat na leto, saj je en dan Venere enak 117 zemeljskim dnevom. Os vrtenja Venere je skoraj pravokotna na orbitalno ravnino (inklinacija 3°), zato ni letnih časov - en dan je podoben drugemu, ima enako trajanje in enako vreme. To vremensko enakomernost dodatno krepi posebnost Venerinega ozračja – njegov močan učinek tople grede. Tudi Venera ima, tako kot Luna, svoje faze.

Temperatura.

Temperatura je okoli 750 K po celotni površini podnevi in ​​ponoči. Razlog je tako visoka temperatura na površju Venere je učinek tople grede: sončni žarki razmeroma zlahka prehajajo skozi oblake njene atmosfere in segrevajo površino planeta, toplotno infrardeče sevanje same površine pa zelo težko izstopa skozi atmosfero nazaj v vesolje. .

Na Zemlji, kjer je količina ogljikovega dioksida v ozračju majhna, naravni učinek tople grede zviša globalne temperature za 30 °C, na Veneri pa še za 400 °C. S preučevanjem fizičnih posledic najmočnejšega učinka tople grede na Veneri imamo dobro predstavo o rezultatih, ki bi lahko bili posledica akumulacije odvečne toplote na Zemlji, ki jo povzroča naraščajoča koncentracija ogljikovega dioksida v ozračju zaradi gorenja. fosilnih goriv – premoga in nafte.

Vzdušje.

Leta 1970 je prvo vesoljsko plovilo, ki je prispelo na Venero, zdržalo močno vročino le približno eno uro, vendar je bilo to ravno dovolj dolgo, da so na Zemljo poslali podatke o razmerah na površini.

Skrivnostna atmosfera Venere je bila v zadnjih dveh desetletjih osrednji del programa robotskega raziskovanja. Najpomembnejši vidiki njenega raziskovanja so bili kemična sestava, vertikalna struktura in dinamika zračnega okolja. Veliko pozornosti smo namenili oblačnosti, ki igra vlogo nepremostljive ovire za prodiranje elektromagnetnih valov optičnega območja v globino ozračja. Med televizijskim snemanjem Venere je bilo mogoče dobiti sliko le oblačnosti. Nerazumljiva sta bila izredna suhost zraka in njegov fenomenalni učinek tople grede, zaradi katerega se je dejanska temperatura površine in spodnjih plasti troposfere izkazala za več kot 500 stopinj višja od efektivne (ravnotežne).

Ozračje Venere je zaradi učinka tople grede izredno vroče in suho. Je debela odeja ogljikovega dioksida, ki zadržuje toploto, ki prihaja s Sonca. Posledično se kopiči velika količina toplotne energije. Tlak na površini je 90 barov (kot v morjih na Zemlji na globini 900 m). Vesoljske ladje morajo biti oblikovane tako, da prenesejo drobilno, drobilno silo ozračja. Ozračje Venere je sestavljeno predvsem iz ogljikovega dioksida (CO 2) -97 %, ki lahko deluje kot nekakšna odeja, ki zadržuje sončno toploto, pa tudi majhne količine dušika (N 2) -2,0 %, vodne pare (H 2 O) -0,05 % in kisik (O) -0,1 %. Najdemo ga v obliki majhnih nečistoč(HCl) in fluorovodikova kislina (HF). Skupna količina ogljikovega dioksida na Veneri in Zemlji je približno enaka. Samo na Zemlji je vezan v sedimentne kamnine in delno absorbiran v vodne mase oceanov, na Veneri pa je ves skoncentriran v ozračju. Čez dan je površje planeta osvetljeno z razpršeno sončno svetlobo s približno enako intenzivnostjo kot ob oblačnem dnevu na Zemlji. Na Veneri so ponoči opazili veliko strel.

Venerini oblaki so sestavljeni iz mikroskopskih kapljic koncentrirane žveplove kisline (H 2 SO 4). Zgornja plast oblakov je od površja oddaljena 90 km, tam je temperatura okoli 200 K; spodnji sloj je na 30 km, temperatura je okoli 430 K. Še nižje je tako vroče, da ni oblakov. Seveda Venere na površju ni tekoča voda. Atmosfera Venere na ravni zgornjega sloja oblakov se vrti v isti smeri kot površina planeta, vendar veliko hitreje in opravi revolucijo v 4 dneh; ta pojav se imenuje superrotacija in zanj še ni najdene razlage.

Površina.

Površje Venere je prekrito s stotisoči vulkanov. Obstaja več zelo velikih: 3 km visoki in 500 km široki. Toda večina vulkanov ima premer 2-3 km in višino okoli 100 m. Izlitje lave na Veneri traja veliko dlje kot na Zemlji. Venera je prevroča za led, dež ali nevihte, zato ni pomembnega preperevanja. To pomeni, da se vulkani in kraterji skorajda niso spremenili, odkar so nastali pred milijoni let.

Venera je prekrita s trdimi skalami. Pod njimi kroži vroča lava, ki povzroča napetost v tanki površinski plasti. Lava nenehno bruha iz lukenj in razpok v trdni kamnini. Poleg tega vulkani nenehno oddajajo curke majhnih kapljic žveplove kisline. Ponekod se debela lava, ki postopoma izteka, kopiči v obliki ogromnih luž, širokih do 25 km. Na drugih mestih ogromni mehurčki lave na površini tvorijo kupole, ki se nato zrušijo.

Na površini Venere so odkrili kamnino, bogato s kalijem, uranom in torijem, ki v kopenskih razmerah ustreza sestavi ne primarnih vulkanskih kamnin, temveč sekundarnih, ki so bile podvržene eksogeni obdelavi. Na drugih mestih so na površini grobi drobljenci in kockasti material temnih kamnin z gostoto 2,7-2,9 g/cm in drugi elementi, značilni za bazalte. Tako se je izkazalo, da so površinske kamnine Venere enake tistim na Luni, Merkurju in Marsu, izbruhane magmatske kamnine osnovne sestave.

O notranji zgradbi Venere je malo znanega. Verjetno ima kovinsko jedro, ki zavzema 50 % polmera. Toda planet zaradi zelo počasnega vrtenja nima magnetnega polja.

Venera nikakor ni tako gostoljuben svet, kot naj bi bila nekoč.

S svojo atmosfero ogljikovega dioksida, oblaki žveplove kisline in strašno vročino je popolnoma neprimerna za človeka. Pod težo teh informacij so se nekateri upi sesuli: navsezadnje so pred manj kot 20 leti mnogi znanstveniki menili, da je Venera bolj obetaven objekt za raziskovanje vesolja kot Mars.

Splošne informacije.

Zemlja.

Zemlja je tretji planet od Sonca v sončnem sistemu. Oblika Zemlje je blizu elipsoida, sploščena na polih in raztegnjena v ekvatorialnem območju. Povprečni polmer Zemlje je 6371,032 km, polarni - 6356,777 km, ekvatorialni - 6378,160 km. Teža - 5,976*1024 kg. Povprečna gostota Zemlje je 5518 kg/m³. Zemljina površina meri 510,2 milijona km², od tega je približno 70,8 % v Svetovnem oceanu. Njegova povprečna globina je približno 3,8 km, največja (Marianski jarek v Tihem oceanu) je 11,022 km; prostornina vode je 1370 milijonov km³, povprečna slanost je 35 g/l. Kopno predstavlja 29,2 % in tvori šest celin in otokov. Nad morsko gladino se dviga povprečno za 875 m; najvišja višina (vrh Chomolungma v Himalaji) 8848 m Gorovje zavzema več kot 1/3 kopnega. Puščave pokrivajo približno 20% kopenske površine, savane in gozdovi - približno 20%, gozdovi - približno 30%, ledeniki - več kot 10%. Več kot 10 % zemljišč zavzemajo kmetijska zemljišča.

Zemlja ima samo en satelit - Luno. Zaradi edinstvenih, morda edinstvenih naravnih pogojev v vesolju, je Zemlja postala kraj, kjer je nastalo in se razvilo organsko življenje. Po sodobnih kozmogoničnih konceptih je planet nastal pred približno 4,6 - 4,7 milijardami let iz protoplanetarnega oblaka, ki ga je zajela gravitacija Sonca. O nastanku prvega, najstarejšega od preučevanih skale

Gibanje.

Tako kot drugi planeti se giblje okoli Sonca po eliptični orbiti z ekscentričnostjo 0,017. Razdalja od Zemlje do Sonca na različnih točkah orbite ni enaka. Povprečna razdalja je približno 149,6 milijona km. Ko se naš planet giblje okoli Sonca, se ravnina zemeljskega ekvatorja giblje vzporedno sama s seboj tako, da na nekaterih delih orbite globus nagnjena proti Soncu s svojo severno poloblo, pri drugih pa z južno poloblo. Obdobje kroženja okoli Sonca je 365,256 dni, z dnevno rotacijo 23 ur 56 minut. Os vrtenja Zemlje se nahaja pod kotom 66,5º glede na ravnino njenega gibanja okoli Sonca.

Vzdušje .

Zemljino ozračje je sestavljeno iz 78 % dušika in 21 % kisika (drugih plinov je v ozračju zelo malo); je rezultat dolgega razvoja pod vplivom geoloških, kemičnih in bioloških procesov. Možno je, da je bila Zemljina prvotna atmosfera bogata z vodikom, ki je nato uhajal. Razplinjevanje podtalja je napolnilo ozračje z ogljikovim dioksidom in vodno paro. Toda para se je zgostila v oceanih, ogljikov dioksid pa je ostal ujet v karbonatne kamnine. Tako je dušik ostal v ozračju, kisik pa se je pojavil postopoma kot posledica življenjske aktivnosti biosfere. Še pred 600 milijoni let je bila vsebnost kisika v zraku 100-krat manjša kot danes.

Naš planet je obdan z ogromno atmosfero. Glede na temperaturo lahko sestavo in fizikalne lastnosti ozračja razdelimo na različne plasti. Troposfera je območje, ki leži med površjem Zemlje in nadmorsko višino 11 km. To je precej debela in gosta plast, ki vsebuje večino vodne pare v zraku. V njem se odvijajo skoraj vsi atmosferski pojavi, ki neposredno zanimajo prebivalce Zemlje. Troposfera vsebuje oblake, padavine itd. Plast, ki ločuje troposfero od naslednje plasti atmosfere, stratosfere, se imenuje tropopavza. To je območje zelo nizkih temperatur.

Sestava stratosfere je enaka troposferi, le da se v njej tvori in koncentrira ozon. Ionosfera, to je ionizirana plast zraka, nastane tako v troposferi kot v nižjih plasteh. Odraža visokofrekvenčne radijske valove.

Atmosferski tlak na površini oceana je v normalnih pogojih približno 0,1 MPa. Menijo, da se je zemeljsko ozračje v procesu evolucije močno spremenilo: obogateno s kisikom in pridobilo sodobno sestavo zaradi dolgotrajne interakcije s kamninami in s sodelovanjem biosfere, to je rastlinskih in živalskih organizmov. . Dokaz, da je do takšnih sprememb res prišlo, so na primer nahajališča premoga in debele plasti karbonatnih usedlin v sedimentnih kamninah, ki vsebujejo ogromne količine ogljika, ki je bil prej del zemeljske atmosfere v obliki ogljikovega dioksida in ogljikovega monoksida. Znanstveniki verjamejo, da je starodavna atmosfera nastala iz plinastih produktov vulkanskih izbruhov; njegovo sestavo ocenjujemo s kemično analizo vzorcev plinov, »zazidanih« v votlinah starih kamnin. Raziskani vzorci, stari približno 3,5 milijarde let, vsebujejo približno 60 % ogljikovega dioksida, preostalih 40 % pa predstavljajo žveplove spojine, amoniak, klorovodik in fluorovodik. Dušik in inertni plini so bili najdeni v majhnih količinah. Ves kisik je bil kemično vezan.

Za biološke procese na Zemlji je zelo pomembna ozonosfera - ozonski plašč, ki se nahaja na nadmorski višini od 12 do 50 km. Območje nad 50-80 km se imenuje ionosfera. Atomi in molekule v tej plasti se pod vplivom sončnega sevanja, predvsem ultravijoličnega, intenzivno ionizirajo. Če ne bi bilo ozonske plasti, bi tokovi sevanja dosegli površino Zemlje in povzročili uničenje živih organizmov, ki tam obstajajo. Končno je na razdaljah več kot 1000 km plin tako redčen, da trki med molekulami nimajo več pomembne vloge, atomi pa so več kot napol ionizirani. Na nadmorski višini okoli 1,6 in 3,7 zemeljskih polmerov sta prvi in ​​drugi pas sevanja.

Struktura planeta.

Glavno vlogo pri preučevanju notranje zgradbe Zemlje igrajo seizmične metode, ki temeljijo na preučevanju širjenja elastičnih valov (tako vzdolžnih kot prečnih), ki nastanejo med potresnimi dogodki - med naravnimi potresi in kot posledica eksplozije. Na podlagi teh študij je Zemlja konvencionalno razdeljena na tri regije: skorjo, plašč in jedro (v sredini). Zunanja plast - skorja - ima povprečno debelino približno 35 km. Glavne vrste zemeljska skorja- celinski (celinski) in oceanski; V prehodnem območju od celine do oceana se razvije vmesna vrsta skorje. Debelina skorje se spreminja v precej širokem razponu: oceanska skorja (vključno z vodno plastjo) je debela približno 10 km, medtem ko je debelina celinske skorje desetkrat večja. Površinski sedimenti zavzemajo približno 2 km debelo plast. Pod njimi je granitna plast (na celinah je debelina 20 km), spodaj pa približno 14 km (na celinah in oceanih) bazaltna plast (spodnja skorja). Gostota v središču Zemlje je približno 12,5 g/cm³. Povprečne gostote so: 2,6 g/cm3 na površini Zemlje, 2,67 g/cm3 za granit, 2,85 g/cm3 za bazalt.

Zemljin plašč, imenovan tudi silikatna lupina, sega v globino od približno 35 do 2885 km. Od skorje ga loči ostra meja (t. i. Mohorovicheva meja), globlje od katere hitrosti vzdolžnih in prečnih elastičnih potresnih valov ter mehanska gostota skokovito narastejo. Gostota v plašču narašča z globino od približno 3,3 do 9,7 g/cm3. Obsežne litosferske plošče se nahajajo v skorji in (delno) v plašču. Njihova sekularna gibanja ne določajo le premikanja celin, ki pomembno vpliva na videz Zemlje, temveč vplivajo tudi na lokacijo potresnih območij na planetu.

Druga meja, odkrita s potresnimi metodami (Gutenbergova meja) - med plaščem in zunanjim jedrom - se nahaja na globini 2775 km. Na njem pade hitrost longitudinalnih valov s 13,6 km/s (v plašču) na 8,1 km/s (v jedru), hitrost transverzalnih valov pa s 7,3 km/s na nič. Slednje pomeni, da je zunanje jedro tekoče. Po sodobnih konceptih je zunanje jedro sestavljeno iz žvepla (12%) in železa (88%). Nazadnje, na globinah, večjih od 5.120 km, seizmične metode razkrivajo prisotnost trdnega notranjega jedra, ki predstavlja 1,7 % Zemljine mase. Domnevno gre za zlitino železa in niklja (80 % Fe, 20 % Ni).

Zemlja ima tudi magnetno in električno polje. Magnetno polje nad zemeljskim površjem je sestavljeno iz stalnega (oz. zelo počasi spreminjajočega se) in spremenljivega dela; slednje običajno pripišemo spremembam v magnetnem polju. Glavno magnetno polje ima strukturo, ki je blizu dipolu. Zemljin magnetni dipolni moment, enak 7,98T10^25 enot SGSM, je usmerjen približno nasprotno od mehanskega, čeprav so trenutno magnetni poli nekoliko premaknjeni glede na geografske. Njihov položaj pa se sčasoma spreminja in čeprav so te spremembe precej počasne, se v geoloških časovnih obdobjih po paleomagnetnih podatkih zaznavajo celo magnetne inverzije, torej zamenjave polarnosti. Moč magnetnega polja na severnem in južnem magnetnem polu je 0,58 oziroma 0,68 Oe, na geomagnetnem ekvatorju pa približno 0,4 Oe.

Električno polje nad zemeljsko površino ima povprečno jakost okoli 100 V/m in je usmerjeno navpično navzdol – to je tako imenovano polje jasnega vremena, vendar to polje doživlja pomembne (tako periodične kot nepravilne) variacije.

Luna.

Luna je naravni satelit Zemlje in nam najbližje nebesno telo. Povprečna oddaljenost od Lune je 384.000 kilometrov, premer Lune je približno 3476 km. Povprečna gostota Lune je 3,347 g/cm3 ali približno 0,607 povprečne gostote Zemlje. Masa satelita je 73 trilijonov ton. Gravitacijski pospešek na površini Lune je 1,623 m/s².

Luna se giblje okoli Zemlje s povprečno hitrostjo 1,02 km/s po približno eliptični orbiti v isti smeri, v kateri se giblje velika večina drugih teles v Osončju, to je v nasprotni smeri urinega kazalca, če gledamo Lunino orbito z Severni pol. Obdobje kroženja Lune okoli Zemlje, tako imenovani zvezdni mesec, je enako 27,321661 povprečnih dni, vendar je podvrženo rahlim nihanjem in zelo majhnemu sekularnemu zmanjšanju.

Lunina površina, ki ni zaščitena z atmosfero, se podnevi segreje do +110 °C in ponoči ohladi do -120 °C, vendar, kot so pokazala radijska opazovanja, ta velika temperaturna nihanja prodrejo le nekaj decimetrov. globoko zaradi izjemno šibke toplotne prevodnosti površinskih plasti.

Relief lunine površine je bil v glavnem razjasnjen zaradi dolgoletnih teleskopskih opazovanj. »Lunarna morja«, ki zavzemajo približno 40 % vidne površine Lune, so ravne nižine, ki jih sekajo razpoke in nizki vijugasti grebeni; V morjih je relativno malo velikih kraterjev. Mnoga morja so obdana s koncentričnimi obročastimi grebeni. Preostala, svetlejša površina je prekrita s številnimi kraterji, obročastimi grebeni, žlebovi ipd.

Mars.

Splošne informacije.

Mars je četrti planet sončnega sistema. Mars - iz grškega "Mas" - moška moč- bog vojne. Po svojih osnovnih fizikalnih lastnostih spada Mars med zemeljske planete. Ima skoraj dvakratni premer manjši od Zemlje in Venera. Povprečna oddaljenost od Sonca je 1,52 AU. Ekvatorialni radij je 3380 km. Povprečna gostota planeta je 3950 kg/m³. Mars ima dva satelita - Phobos in Deimos.

Vzdušje.

Planet je ovit v plinasto lupino – atmosfero, ki ima nižjo gostoto od zemeljske. Tudi v globokih depresijah Marsa, kjer je atmosferski tlak največji, je ta približno 100-krat manjši kot na površju Zemlje, na ravni Marsovih gorskih vrhov pa 500-1000-krat manjši. Po sestavi je podobna atmosferi Venere in vsebuje 95,3 % ogljikovega dioksida s primesmi 2,7 % dušika, 1,6 % argona, 0,07 % ogljikovega monoksida, 0,13 % kisika in približno 0,03 % vodne pare, katere vsebnost se spreminja, ter primesi neon, kripton, ksenon.

Povprečna temperatura na Marsu je občutno nižja kot na Zemlji, približno -40° C. V najbolj ugodnih razmerah poleti se na dnevni polovici planeta zrak segreje do 20° C - povsem sprejemljiva temperatura za prebivalce Zemlje. Toda v zimski noči lahko zmrzal doseže -125 ° C. Takšne nenadne temperaturne spremembe so posledica dejstva, da tanka atmosfera Marsa ne more dolgo zadržati toplote.

Na površini planeta pogosto pihajo močni vetrovi, katerih hitrost doseže 100 m / s. Nizka gravitacija omogoča, da tudi tanki zračni tokovi dvignejo ogromne oblake prahu. Včasih so precej velika območja na Marsu prekrita z ogromnimi prašnimi nevihtami. Od septembra 1971 do januarja 1972 je divjala svetovna prašna nevihta, ki je v ozračje dvignila okoli milijardo ton prahu v višino več kot 10 km.

V atmosferi Marsa je zelo malo vodne pare, vendar nizek pritisk in temperatura je v stanju blizu nasičenosti in se pogosto zbira v oblake. Marsovski oblaki so precej neizraziti v primerjavi s kopenskimi, čeprav imajo različne oblike in vrste: cirusi, valoviti, zavetrni (v bližini velikih gora in pod pobočji velikih kraterjev, na mestih, zaščitenih pred vetrom). V hladnih obdobjih dneva je nad nižinami, kanjoni, dolinami in na dnu kraterjev pogosto megla.

Kot kažejo fotografije ameriških pristajalnih postaj Viking 1 in Viking 2, je marsovsko nebo v jasnem vremenu rožnate barve, kar je razloženo z razpršitvijo sončne svetlobe na delcih prahu in osvetlitvijo meglice z oranžno površino planeta. . V odsotnosti oblakov je plinska lupina Marsa veliko bolj pregledna od zemeljske, tudi za ultravijolične žarke, ki so nevarni za žive organizme.

letni časi.

Sončev dan na Marsu traja 24 ur in 39 minut. 35 s. Velik naklon ekvatorja glede na orbitalno ravnino vodi v dejstvo, da so v nekaterih delih orbite pretežno severne zemljepisne širine Marsa osvetljene in ogrevane s Soncem, v drugih pa južne, to je sprememba letnih časov. pojavi. Marsovo leto traja približno 686,9 dni. Menjava letnih časov na Marsu poteka na enak način kot na Zemlji. Sezonske spremembe so najbolj izrazite v polarnih območjih. IN zimski čas Polarne kape zavzemajo precejšnjo površino. Meja severne polarne kape se lahko odmakne od pola za tretjino razdalje od ekvatorja, meja južne kape pa pokriva polovico te razdalje. Ta razlika je posledica dejstva, da na severni polobli zima nastopi, ko gre Mars skozi perihelij svoje orbite, na južni polobli pa, ko gre skozi afel. Zaradi tega je zima na južni polobli hladnejša kot na severni. Eliptičnost Marsove orbite vodi do znatnih razlik v podnebju severne in južne poloble: na srednjih zemljepisnih širinah so zime hladnejše in poletja toplejša kot na severni, vendar krajša kot na severni polobli Marsa se severna polarna kapa hitro zmanjša, vendar v tem času raste druga - blizu južnega pola, kjer pride zima. Konec 19. in v začetku 20. stoletja je veljalo, da so polarne kape Marsa ledeniki in sneg. Po sodobnih podatkih sta obe polarni kapi planeta - severna in južna - sestavljeni iz trdnega ogljikovega dioksida, to je suhega ledu, ki nastane, ko ogljikov dioksid, ki je del Marsove atmosfere, zamrzne, in vodnega ledu, pomešanega z mineralnim prahom. .

Struktura planeta.

Zaradi majhne mase je gravitacija na Marsu skoraj trikrat manjša kot na Zemlji. Trenutno je struktura gravitacijskega polja Marsa podrobno raziskana. Kaže na rahlo odstopanje od enotne porazdelitve gostote na planetu. Jedro ima lahko polmer do polovice polmera planeta. Očitno je sestavljen iz čistega železa ali zlitine Fe-FeS (železo-železov sulfid) in morda vodika, raztopljenega v njih. Očitno je jedro Marsa delno ali popolnoma tekoče.

Mars bi moral imeti debelo skorjo, debelo 70-100 km. Med jedrom in skorjo je silikatni plašč, obogaten z železom. Rdeči železovi oksidi, ki so prisotni v površinskih kamninah, določajo barvo planeta. Zdaj se Mars še naprej ohlaja.

Seizmična aktivnost planeta je šibka.

Površina.

Površina Marsa na prvi pogled spominja na luno. Vendar pa je v resnici njegov relief zelo raznolik. V dolgi geološki zgodovini Marsa so njegovo površje spremenili vulkanski izbruhi in potresi. Globoke brazgotine na obrazu boga vojne so pustili meteoriti, veter, voda in led.

Površje planeta je sestavljeno iz dveh nasprotujočih si delov: starodavnih višav, ki pokrivajo južno poloblo, in mlajših nižin, skoncentriranih na severnih zemljepisnih širinah. Poleg tega izstopata dve veliki vulkanski regiji – Elysium in Tharsis. Višinska razlika med gorskim in nižinskim predelom doseže 6 km. Zakaj se različna področja tako razlikujejo med seboj, še vedno ni jasno. Morda je ta delitev povezana z zelo dolgotrajno katastrofo - padcem velikega asteroida na Mars.

Visokogorski del je ohranil sledove aktivnega meteoritskega obstreljevanja, ki se je zgodilo pred približno 4 milijardami let. Meteorski kraterji pokrivajo 2/3 površine planeta. Na starem visokogorju jih je skoraj toliko kot na Luni. Toda številnim marsovskim kraterjem je uspelo "izgubiti svojo obliko" zaradi vremenskih vplivov. Nekatere od njih so očitno nekoč odplaknili potoki vode. Severne ravnice so videti povsem drugače. Pred 4 milijardami let je bilo na njih veliko meteoritskih kraterjev, nato pa jih je že omenjeni katastrofalni dogodek izbrisal s 1/3 površine planeta in njegov relief na tem območju se je začel oblikovati na novo. Posamezni meteoriti so tja padli pozneje, na splošno pa je na severu malo udarnih kraterjev.

Videz te poloble je določila vulkanska aktivnost. Nekatere ravnice so v celoti prekrite s starodavnimi magmatskimi kamninami. Tokovi tekoče lave so se širili po površini, se strjevali in po njih so tekli novi tokovi. Te okamenele "reke" so skoncentrirane okoli velikih vulkanov. Na koncih lavinih jezikov opazimo strukture, podobne kopenskim sedimentnim kamninam. Verjetno, ko so vroče magmatske mase stopile plasti podzemnega ledu, so na površini Marsa nastala precej velika vodna telesa, ki so se postopoma posušila. Medsebojno delovanje lave in podzemnega ledu je povzročilo tudi pojav številnih utorov in razpok. V nižinskih predelih severne poloble, daleč od vulkanov, so peščene sipine. Še posebej veliko jih je v bližini severne polarne kape.

Obilje vulkanskih pokrajin kaže na to, da je Mars v daljni preteklosti doživel precej burno geološko dobo, ki se je najverjetneje končala pred približno milijardo let. Najbolj aktivni procesi so se zgodili v regijah Elysium in Tharsis. Nekoč so bili dobesedno iztisnjeni iz črevesja Marsa in se zdaj dvigajo nad njegovo površino v obliki ogromnih oteklin: Elysium je visok 5 km, Tharsis je visok 10 km. Okoli teh oteklin so zgoščeni številni prelomi, razpoke in grebeni - sledovi starodavnih procesov v Marsovi skorji. Najbolj ambiciozen sistem več kilometrov globokih kanjonov, Valles Marineris, se začne na vrhu gorovja Tharsis in se razteza 4 tisoč kilometrov proti vzhodu. V osrednjem delu doline njegova širina doseže nekaj sto kilometrov. V preteklosti, ko je bila Marsova atmosfera gostejša, je lahko voda tekla v kanjone in v njih ustvarjala globoka jezera.

Vulkani na Marsu so izjemni pojavi po zemeljskih merilih. Toda tudi med njimi izstopa vulkan Olimp, ki se nahaja na severozahodu gorovja Tharsis. Premer vznožja te gore doseže 550 km, višina pa 27 km, tj. je trikrat večji od Everesta, najvišjega vrha na Zemlji. Olimp je okronan z ogromnim 60-kilometrskim kraterjem. Vzhodno od najvišjega dela gorovja Tharsis so odkrili še en vulkan, Alba. Čeprav se po višini ne more kosati z Olimpom, je njegov osnovni premer skoraj trikrat večji.

Ti vulkanski stožci so bili rezultat tihih izlivov zelo tekoče lave, ki je po sestavi podobna lavi kopenskih vulkanov na Havajskih otokih. Sledi vulkanskega pepela na pobočjih drugih gora kažejo, da so se na Marsu včasih zgodili katastrofalni izbruhi.

V preteklosti je imela tekoča voda ogromno vlogo pri oblikovanju Marsove topografije. Na prvih stopnjah študija se je astronomom Mars zdel puščavski in brezvodni planet, ko pa so površje Marsa fotografirali od blizu, se je izkazalo, da je v starih visokogorjih pogosto mogoče najti na videz zapuščene tekoča voda požiralniki. Nekatere so videti, kot da so jih pred mnogimi leti prebili viharni, deroči potoki. Včasih se raztezajo več sto kilometrov. Nekateri od teh "tokov" so precej stari. Druge doline so zelo podobne strugam mirnih zemeljskih rek. Svoj videz verjetno dolgujejo taljenju podzemnega ledu.

Nekaj ​​dodatnih informacij o Marsu je mogoče pridobiti s posrednimi metodami, ki temeljijo na študijah njegovih naravnih satelitov - Fobosa in Deimosa.

Marsovi sateliti.

Marsove lune je 11. in 17. avgusta 1877 med velikim nasprotovanjem odkril ameriški astronom Asaph Hall. Sateliti so prejeli takšna imena iz grške mitologije: Phobos in Deimos - sinova Aresa (Marsa) in Afrodite (Venera), sta vedno spremljala svojega očeta. Prevedeno iz grščine "phobos" pomeni "strah", "deimos" pa "groza".

Fobos.

Deimos.

Oba Marsova satelita se gibljeta skoraj točno v ravnini ekvatorja planeta. S pomočjo vesoljskega plovila je bilo ugotovljeno, da sta Fobos in Deimos nepravilne oblike in v svoji orbitalni legi ostaneta vedno obrnjena proti planetu z isto stranjo. Dimenzije Fobosa so približno 27 km, Deimos pa približno 15 km. Površina Marsovih lun je sestavljena iz zelo temnih mineralov in prekrita s številnimi kraterji. Eden od njih, na Fobosu, ima premer približno 5,3 km. Kraterji so verjetno nastali z obstreljevanjem meteorita; izvor sistema vzporednih žlebov ni znan. Kotna hitrost Fobosovega orbitalnega gibanja je tako visoka, da prehiteva osno rotacijo planeta, za razliko od drugih svetilk vzhaja na zahodu in zahaja na vzhodu.

Iskanje življenja na Marsu. Na Marsu so potekala iskanja oblik nezemeljskega življenja. Pri raziskovanju planeta z vesoljskim plovilom Viking so izvedli tri kompleksne biološke poskuse: razgradnjo pirolize, izmenjavo plinov in razgradnjo etikete. Temeljijo na izkušnjah preučevanja zemeljskega življenja. Eksperiment pirolizne razgradnje je temeljil na določanju procesov fotosinteze, ki vključuje ogljik, eksperiment razgradnje oznak je temeljil na predpostavki, da je voda potrebna za obstoj, eksperiment izmenjave plinov pa je upošteval, da mora življenje na Marsu uporabljati vodo kot topilo. Čeprav so vsi trije biološki poskusi dali pozitivne rezultate, so verjetno nebiološke narave in jih je mogoče razložiti z anorganskimi reakcijami hranilne raztopine s snovjo marsovske narave. Torej lahko povzamemo, da je Mars planet, ki nima pogojev za nastanek življenja.

Zaključek

Seznanili smo se s trenutnim stanjem našega planeta in planetov zemeljske skupine. Prihodnost našega planeta in pravzaprav celotnega planetarnega sistema, če se ne zgodi nič nepričakovanega, se zdi jasna. Verjetnost, da bo vzpostavljeni red planetarnega gibanja zmotila kakšna potujoča zvezda, je majhna, celo v nekaj milijardah let. V bližnji prihodnosti ne moremo pričakovati večjih sprememb v pretoku sončne energije. Verjetno se lahko ponovijo ledene dobe. Človek lahko spremeni podnebje, a pri tem lahko naredi napako. V naslednjih obdobjih se bodo celine dvigale in padale, vendar upamo, da se bodo procesi odvijali počasi. Občasno so možni močni udarci meteoritov.

Toda v bistvu bo sončni sistem ohranil svojo moderno podobo.

Načrtujte.

1. Uvod.

2. Živo srebro.

3. Venera.

6. Zaključek.

7. Literatura.

Planet Merkur.

Merkurjeva površina.

Planet Venera.

Venerino površje.

Planet Zemlja.

Površje Zemlje.

Planet Mars.

Površje Marsa.

Vulkan Olimp

Kreneva Evgenija

Delo opisuje planete, ki pripadajo skupini Terestrikov. Razmere na teh planetih so upoštevane, njihove skupne značilnosti, kot tudi značilnosti vsakega planeta.

Prenos:

Predogled:

Če želite uporabljati predogled predstavitev, ustvarite Google račun in se prijavite vanj: https://accounts.google.com

Podnapisi diapozitivov:

ZEMELJSKI PLANETI Predstavitev o astronomiji Pripravila učenka 11. razreda Kreneva Evgenia Srednja šola GBOU št. 8, Moskva

SONČNI SISTEM

Zemeljski planeti To so štirje planeti sončnega sistema: Merkur, Venera, Zemlja in Mars. Imenujejo jih tudi notranji planeti, v nasprotju z zunanjimi planeti - planeti velikani.

Zemeljski planeti imajo visoka gostota in so sestavljeni pretežno iz silikatov in kovin ter kisika, silicija, železa, magnezija, aluminija in drugih težkih elementov. Največji zemeljski planet je Zemlja, vendar je več kot 14-krat manjša od najmanj masivnega plinastega planeta Urana. Vsi zemeljski planeti imajo naslednjo zgradbo: - v središču jedro iz železa s primesjo niklja, - plašč, sestavljen iz silikatov, - skorja, ki nastane kot posledica delnega taljenja plašča in je sestavljena tudi iz silikatnih kamnin, vendar obogatenih z nekompatibilnimi elementi. Od zemeljskih planetov Merkur nima skorje, kar je razloženo z njegovim uničenjem zaradi bombardiranja meteoritov.

MERKUR je najbližje soncu. Obstoj tega planeta je bil omenjen v starodavnih sumerskih spisih, ki segajo v tretje tisočletje pr. Ta planet je dobil ime po rimskem panteonu, Merkurju, zaščitniku trgovcev, ki je imel tudi svojega grškega nasprotnika Hermesa. Merkur popolnoma obkroži sonce v oseminosemdesetih zemeljskih dneh. Okoli svoje osi potuje v manj kot šestdesetih dneh, kar je po merilih Merkurja dve tretjini leta. Temperatura na površini Merkurja se lahko zelo razlikuje - od + 430 stopinj na sončni strani do + 180 stopinj na senčni strani. V našem sončnem sistemu so te razlike najmočnejše.

MERKUR Na Merkurju lahko opazimo nenavaden pojav, ki mu pravimo Joshua učinek. Ko sonce na Merkurju doseže določeno točko, se ustavi in ​​začne iti v nasprotni smeri, in ne kot na Zemlji - mora se vrteti okoli poln krog okoli planeta. Merkur je najmanjši planet v Zemljini skupini. Po velikosti je manjši tudi od največjih satelitov planetov Jupitra in Saturna. Površina Merkurja je podobna površini Lune – vsa posuta s kraterji. Edina razlika z lunino površino je, da ima Merkur številna poševna, nazobčana pobočja, ki se lahko raztezajo več sto kilometrov. Ta pobočja so nastala kot posledica stiskanja, ko se je planet ohladil.

MERKUR Eden najbolj priljubljenih in vidnih delov planeta je tako imenovana toplotna nižina. To je krater, ki je dobil ime zaradi svoje bližine "vročih zemljepisnih dolžin". Krater ima premer tisoč tristo kilometrov. bolj verjetno, nebesno telo, ki je v starih časih naredil ta krater, je imel premer vsaj sto kilometrov. Zahvaljujoč gravitaciji Merkur ujame tudi delce sončnega vetra, ti pa okoli Merkurja ustvarijo precej tanko atmosfero. Poleg tega jih zamenjajo vsakih dvesto dni. Poleg tega je ta planet najhitrejši planet v našem sistemu. Povprečna hitrost njegovega vrtenja okoli sonca je okoli sedeminštirideset kilometrov in pol na sekundo, kar je dvakrat hitreje od Zemlje.

VENERA Atmosfera Venere je precej agresivna, saj ima glede na Zemljo zelo visoko temperaturo, na nebu pa so strupeni oblaki. Atmosfera Venere je sestavljena predvsem iz enega ogljikov dioksid. Če se znajdete v atmosferi tega planeta, boste občutili pritisk približno petinosemdeset kg na 1 kvadratni centimeter. V zemeljski atmosferi bo pritisk petinosemdesetkrat manjši. Če vržete kovanec v atmosfero Venere, bo padel kot v plast vode. Tako je hoja po površju tega planeta prav tako težka kot hoja po dnu oceana. In če se, bog ne daj, na Veneri dvigne veter, te bo odnesel, kakor morski val nosi iver.

VENERA Atmosfera tega planeta je sestavljena iz 96 % ogljikovega dioksida. To je tisto, kar ustvarja učinek tople grede. Površino planeta segreva sonce, nastala toplota pa se ne more odvajati v vesolje, ker jo odbija plast ogljikovega dioksida. Zato je temperatura tega planeta približno štiristo osemdeset stopinj, kot v pečici.

VENERA Površje Venere je posejano s tisoči vulkanov. Pisci znanstvene fantastike so Venero opisali kot podobno Zemlji. Verjeli so, da je Venera zavita v oblake. To pomeni, da bi moralo biti površje tega planeta posejano z močvirji. To pomeni, da ima verjetno zelo deževno podnebje, kar vodi v veliko oblačnosti in veliko vlage. V resnici je vse povsem drugače – v zgodnjih sedemdesetih je zveza na površje Venere poslala vesoljske ladje, ki so razjasnile situacijo. Izkazalo se je, da je površje tega planeta sestavljeno iz neprekinjenih kamnitih puščav, kjer popolnoma ni vode. Seveda pri tako visoki temperaturi nikoli ne bi moglo biti vode.

ZEMLJA Zemlja je po velikosti in masi na petem mestu med velikimi planeti, med zemeljskimi planeti pa je največja. Najpomembnejša razlika Od ostalih planetov osončja ga loči obstoj življenja, ki je svojo najvišjo, inteligentno obliko doseglo s prihodom človeka. Po sodobnih kozmogoničnih konceptih je Zemlja nastala pred približno 4,5 milijardami let z gravitacijsko kondenzacijo iz plina in prašne snovi, razpršene v okolisončnem prostoru, ki vsebuje vse v naravi znane kemične elemente.

ZEMLJA Nastanek Zemlje je spremljala diferenciacija snovi, k čemur je prispevalo postopno segrevanje zemeljske notranjosti, predvsem zaradi toplote, ki se je sproščala pri razpadu radioaktivnih elementov (uran, torij, kalij itd.). Rezultat te diferenciacije je bila razdelitev Zemlje na koncentrične plasti - geosfere, ki se razlikujejo po kemični sestavi, agregatnem stanju in fizikalne lastnosti. Zemljino jedro je nastalo v središču, obdano s plaščem. Iz najlažjih in najbolj topljivih sestavin snovi, ki se sprostijo iz plašča med procesi taljenja, je nastala zemeljska skorja, ki se nahaja nad plaščem. Zbirka teh notranjih geosfer, ki jih omejuje trdno zemeljsko površje, se včasih imenuje "trdna" Zemlja.

ZEMLJA »Trdna« Zemlja vsebuje skoraj celotno maso planeta. Zunaj njenih meja sta zunanji geosferi - voda (hidrosfera) in zrak (atmosfera), ki sta nastali iz hlapov in plinov, sproščenih iz črevesja Zemlje med razplinjevanjem plašča. Diferenciacija snovi zemeljskega plašča in obnavljanje diferenciacijskih produktov zemeljske skorje, vode in zračnih lupin se je dogajalo skozi celotno geološko zgodovino in traja še danes.

MARS Ta planet je dobil ime po znamenitem bogu vojne v Rimu, ker barva tega planeta zelo spominja na barvo krvi. Ta planet se imenuje tudi "rdeči planet". Menijo, da je ta barva planeta povezana z železovim oksidom, ki je prisoten v atmosferi Marsa. Mars je sedmi največji planet v sončnem sistemu. Velja za domovino Valles Marineris - kanjona, ki je veliko daljši in globlji od znamenitega Grand Canyona v ZDA. Mimogrede, na Marsu je kar nekaj gora in višina teh gora je včasih precej višja od našega Everesta. Tukaj je, mimogrede, tudi Olimp - najvišja in najbolj znana gora v celotnem sončnem sistemu.

MARS Mars ima največje vulkane v sončnem sistemu. Toda atmosfera tega planeta je stokrat manj gosta od Zemljine. Toda to je dovolj za vzdrževanje vremenskega sistema na planetu - to pomeni veter in oblake. Mars se ponaša s povprečno temperaturo minus šestdeset stopinj. Leto na Marsu = 687 zemeljskih dni. A dan na Marsu je kar najbolj podoben dnevu na Zemlji – traja 24 ur in 39 minut. in 35 sek. Mars ima zelo debelo skorjo - približno petdeset kilometrov v preseku. Mars ima tudi dve luni - Deimos in Fobos.

Hvala za pozornost!

Notranjost Osončja naseljujejo različna telesa: veliki planeti, njihovi sateliti, pa tudi majhna telesa - asteroidi in kometi. Od leta 2006 je bila v skupino planetov uvedena nova podskupina - pritlikavi planeti, ki imajo notranje lastnosti planeti (sferoidna oblika, geološka aktivnost), vendar zaradi majhne mase ne morejo prevladovati v bližini svoje orbite. Zdaj je bilo odločeno, da se 8 najbolj masivnih planetov - od Merkurja do Neptuna - imenuje preprosto planeti, čeprav jih astronomi v pogovoru zaradi jasnosti pogosto imenujejo "glavni planeti", da bi jih razlikovali od pritlikavih planetov. Izraza "mali planet", ki se je dolga leta uporabljal za asteroide, se zdaj ne priporoča, da bi ga zamenjali s pritlikavimi planeti.

V območju velikih planetov vidimo jasno delitev na dve skupini po 4 planete: zunanji del tega območja zavzemajo velikanski planeti, notranji del pa veliko manj masivni zemeljski planeti. Tudi skupino velikanov običajno delimo na pol: plinasta (Jupiter in Saturn) in ledena (Uran in Neptun). V skupini zemeljskih planetov se pojavlja tudi delitev na pol: Venera in Zemlja sta si po številnih fizikalnih parametrih izjemno podobni, Merkur in Mars pa sta jima za red velikosti manjša po masi in sta skoraj brez atmosfere. (celo Mars ima atmosfero stokrat manjšo od Zemljine, Merkurja pa praktično ni).

Treba je opozoriti, da je med dvesto sateliti planetov mogoče razlikovati vsaj 16 teles, ki imajo notranje lastnosti polnopravnih planetov. Po velikosti in masi pogosto presegajo pritlikave planete, hkrati pa jih nadzoruje gravitacija veliko masivnejših teles. Govorimo o Luni, Titanu, Galilejskih satelitih Jupitra in podobno. Zato bi bilo naravno uvesti v nomenklaturo Osončja nova skupina za takšne "podrejene" objekte planetarnega tipa, ki jih imenujejo "satelitski planeti". Toda ta ideja je trenutno v razpravi.

Vrnimo se k zemeljskim planetom. V primerjavi z velikani privlačni, ker imajo trda površina, na katerem lahko pristajajo vesoljske sonde. Od sedemdesetih let prejšnjega stoletja so avtomatske postaje in vozila z lastnim pogonom ZSSR in ZDA večkrat pristajale in uspešno delovale na površini Venere in Marsa. Pristankov na Merkurju še ni bilo, saj so poleti v bližini Sonca in pristanki na masivnem brezatmosferskem telesu povezani z velikimi tehničnimi težavami.

Pri preučevanju zemeljskih planetov astronomi ne pozabijo na Zemljo samo. Analiza posnetkov iz vesolja je omogočila veliko razumevanja o dinamiki zemeljske atmosfere, strukturi njenih zgornjih plasti (kamor se letala in celo baloni ne dvigajo) in procesih, ki se dogajajo v njeni magnetosferi. S primerjavo zgradbe atmosfer Zemlji podobnih planetov je mogoče marsikaj razumeti o njihovi zgodovini in natančneje napovedati njihovo prihodnost. In saj vse višje rastline in živali živijo na površju našega (ali ne samo našega?) planeta, potem so za nas še posebej pomembne značilnosti nižjih plasti ozračja. To predavanje je posvečeno zemeljskim planetom; predvsem – njihov videz in stanje na površini.

Svetlost planeta. Albedo

Če pogledamo planet od daleč, zlahka ločimo telesa z atmosfero in brez nje. Prisotnost atmosfere ali natančneje prisotnost oblakov v njej naredi videz planeta spremenljiv in znatno poveča svetlost njegovega diska. To je dobro vidno, če planete razporedimo v vrsto od popolnoma brez oblakov (brez atmosfere) do popolnoma prekritih z oblaki: Merkur, Mars, Zemlja, Venera. Kamnita telesa brez atmosfere so si med seboj podobna do skoraj popolne nerazločljivosti: primerjajte na primer fotografije Lune in Merkurja v velikem merilu. Tudi izkušeno oko težko loči površine teh temnih teles, gosto pokritih z meteoritnimi kraterji. Toda atmosfera daje vsakemu planetu edinstven videz.

Prisotnost ali odsotnost atmosfere na planetu nadzirajo trije dejavniki: temperatura in gravitacijski potencial na površini ter globalno magnetno polje. Takšno polje ima samo Zemlja, ki bistveno ščiti naše ozračje pred tokovi sončne plazme. Luna je izgubila atmosfero (če jo je sploh imela) zaradi nizke kritične hitrosti na površini, Merkur pa zaradi visokih temperatur in močnega sončnega vetra. Mars je s skoraj enako težo kot Merkur lahko zadržal ostanke atmosfere, saj je zaradi oddaljenosti od Sonca hladna in ni tako intenzivno prepihana s sončnim vetrom.

Po svojih fizikalnih parametrih sta Venera in Zemlja skoraj dvojčici. Imajo zelo podobno velikost, maso in s tem povprečno gostoto. Tudi njihova notranja zgradba naj bi bila podobna – skorja, plašč, železno jedro – čeprav o tem še ni gotovosti, saj manjkajo seizmični in drugi geološki podatki o Venerinem črevesju. Seveda nismo prodrli globoko v Zemljino drobovje: večinoma 3-4 km, ponekod 7-9 km, le na enem mestu pa 12 km. To je manj kot 0,2 % polmera Zemlje. A seizmične, gravimetrične in druge meritve omogočajo zelo podrobno presojo Zemljine notranjosti, medtem ko za druge planete takih podatkov skorajda ni. Podrobni zemljevidi gravitacijskega polja so bili pridobljeni le za Luno; toplotni tokovi iz notranjosti so bili izmerjeni le na Luni; Seizmometri so do zdaj delovali le na Luni in (ne preveč občutljivi) na Marsu.

O notranje življenje Geologi še vedno ocenjujejo planete po lastnostih njihove trdne površine. Na primer, odsotnost znakov litosferskih plošč na Veneri jo bistveno razlikuje od Zemlje, pri razvoju katere površine igrajo tektonski procesi (kontinentalni drift, širjenje, subdukcija itd.) Odločilno vlogo. Obenem nekateri posredni dokazi kažejo na možnost tektonike plošč na Marsu v preteklosti, pa tudi tektonike ledenih polj na Evropi, Jupitrovi luni. Tako zunanja podobnost planetov (Venera - Zemlja) ne zagotavlja njihove podobnosti notranja struktura in procesi, ki se dogajajo v njihovih globinah. In planeti, ki si niso podobni, lahko kažejo podobne geološke pojave.

Vrnimo se k temu, kar je na voljo astronomom in drugim strokovnjakom za neposredno preučevanje, namreč površini planetov ali njihovi oblačni plasti. Načeloma motnost atmosfere v optičnem območju ni nepremostljiva ovira za preučevanje trdne površine planeta. Radar z Zemlje in iz vesoljskih sond je omogočil preučevanje površin Venere in Titana skozi njuno atmosfero, neprozorno za svetlobo. Vendar so ta dela sporadična in sistematične študije planetov še vedno potekajo z optičnimi instrumenti. In kar je še pomembneje, optično sevanje Sonca služi kot glavni vir energije za večino planetov. Zato sposobnost ozračja, da odbije, razprši in absorbira to sevanje, neposredno vpliva na podnebje na površini planeta.

Najsvetlejša svetilka na nočnem nebu, če ne štejemo Lune, je Venera. Zelo svetel je ne le zaradi relativne bližine Sonca, ampak tudi zaradi gostega oblačnega sloja kapljic koncentrirane žveplove kisline, ki odlično odbija svetlobo. Tudi naša Zemlja ni pretemna, saj je 30-40% Zemljine atmosfere zapolnjeno z vodnimi oblaki, ti pa tudi dobro razpršijo in odbijajo svetlobo. Tukaj je fotografija (slika zgoraj), kjer sta bili Zemlja in Luna hkrati vključeni v okvir. To sliko je posnela vesoljska sonda Galileo, ko je letela mimo Zemlje na poti proti Jupitru. Poglejte, kako temnejša je Luna od Zemlje in na splošno temnejša od katerega koli planeta z atmosfero. to splošni vzorec– telesa brez atmosfere so zelo temna. Dejstvo je, da pod vplivom kozmičnega sevanja vsaka trdna snov postopoma potemni.

Trditev, da je lunina površina temna, običajno povzroči zmedo: na prvi pogled je lunin disk videti zelo svetel; v noči brez oblačka nas celo zaslepi. A to je le v nasprotju s še temnejšim nočnim nebom. Za karakterizacijo odbojnosti katerega koli telesa se uporablja količina, imenovana albedo. To je stopnja beline, to je koeficient odboja svetlobe. Albedo enak nič - absolutna črnina, popolna absorpcija svetlobe. Albedo enak ena je popolna refleksija. Fiziki in astronomi imajo več različnih pristopov k določanju albeda. Jasno je, da svetlost osvetljene površine ni odvisna le od vrste materiala, ampak tudi od njegove strukture in usmerjenosti glede na vir svetlobe in opazovalca. Na primer, puhast sneg, ki je pravkar zapadel, ima eno vrednost odboja, sneg, na katerega ste stopili s škornjem, pa popolnoma drugačno vrednost. In odvisnost od orientacije je mogoče zlahka dokazati z ogledalom, ki prepušča sončne žarke.

Celoten obseg možne vrednosti albedo blokirajo znani vesoljski objekti. Tukaj je Zemlja, ki odbija približno 30% sončnih žarkov, večinoma zaradi oblakov. In stalni oblaki Venere odbijajo 77% svetlobe. Naša Luna je eno najtemnejših teles, saj odbije v povprečju okoli 11 % svetlobe; in njegova vidna polobla zaradi prisotnosti velikih temnih "morij" odbija svetlobo še slabše - manj kot 7%. Obstajajo pa tudi še temnejši predmeti; na primer asteroid 253 Matilda s svojim albedom 4 %. Po drugi strani pa je presenetljivo svetlobna telesa: Saturnova luna Enkelad odseva 81% vidna svetloba, njegov geometrijski albedo pa je preprosto fantastičen - 138%, torej je svetlejši od popolnoma belega diska enakega prereza. Težko je celo razumeti, kako mu to uspe. Čisti sneg na Zemlji še slabše odbija svetlobo; Kakšen sneg leži na površju tega majhnega in ljubkega Encelada?

Toplotna bilanca

Temperaturo katerega koli telesa določa ravnotežje med dotokom toplote in njeno izgubo. Poznamo tri mehanizme izmenjave toplote: sevanje, prevodnost in konvekcija. Zadnja dva zahtevata neposredni stik z okolju Zato v vakuumu vesolja prvi mehanizem, sevanje, postane najpomembnejši in pravzaprav edini. To povzroča precejšnje težave oblikovalcem vesoljske tehnologije. Upoštevati morajo več virov toplote: Sonce, planet (predvsem v nizkih orbitah) in notranje komponente samega vesoljskega plovila. In obstaja le en način za sproščanje toplote - sevanje s površine naprave. Da bi ohranili ravnovesje toplotnih tokov, oblikovalci vesoljske tehnologije regulirajo efektivni albedo naprave z vakuumsko izolacijo zaslona in radiatorji. Ko tak sistem odpove, lahko razmere v vesoljskem plovilu postanejo precej neprijetne, kot nas spominja zgodba o misiji Apollo 13 na Luno.

Toda prvič so se s to težavo srečali v prvi tretjini 20. stoletja ustvarjalci višinskih balonov - tako imenovanih stratosferskih balonov. V tistih letih še niso znali ustvariti kompleksnih sistemov toplotnega nadzora za zaprto gondolo, zato so se omejili na preprosto izbiro albeda njene zunanje površine. Kako občutljiva je temperatura telesa na njegov albedo, razkriva zgodovina prvih poletov v stratosfero.

Gondola vašega stratosferskega balona FNRS-1Švicar Auguste Picard jo je na eni strani pobarval belo, na drugi črno. Ideja je bila, da bi lahko temperaturo v gondoli uravnavali tako, da bi kroglo obračali eno ali drugo stran proti Soncu. Za vrtenje je bil zunaj nameščen propeler. A naprava ni delovala, sonce je sijalo s »črne« strani in notranja temperatura se je na prvem letu dvignila na 38 °C. Na naslednjem poletu je bila celotna kapsula preprosto prekrita s srebrom, da je odbijala sončne žarke. Notri je postalo -16 °C.

Ameriški oblikovalci stratosferskih balonov Raziskovalec upošteval Picardovo izkušnjo in sprejel kompromisno možnost: slikali so zgornji del kapsule so bele, spodnja pa črna. Zamisel je bila, da bi zgornja polovica krogle odbijala sončno sevanje, spodnja polovica pa absorbirala toploto Zemlje. Ta možnost se je izkazala za dobro, a tudi ne idealno: med leti je bilo v kapsuli 5 °C.

Sovjetski stratonavti so aluminijaste kapsule preprosto izolirali s plastjo klobučevine. Kot je pokazala praksa, je bila ta odločitev najuspešnejša. Notranja toplota, ki jo je v glavnem ustvarila posadka, je zadostovala za vzdrževanje stabilne temperature.

Če pa planet nima svojih močnih virov toplote, potem je vrednost albeda zelo pomembna za njegovo podnebje. Na primer, naš planet absorbira 70% vsega, kar pade nanj sončna svetloba, ga predeluje v lastno infrardeče sevanje, prek njega podpira kroženje vode v naravi, ga shranjuje kot rezultat fotosinteze v biomasi, nafti, premogu in plinu. Luna absorbira skoraj vso sončno svetlobo, jo povprečno spremeni v infrardeče sevanje z visoko entropijo in tako ohranja svojo precej visoko temperaturo. Toda Enceladus s svojo popolnoma belo površino ponosno odbija skoraj vse sončne žarke, za kar plača s pošastno nizko površinsko temperaturo: v povprečju okoli –200 °C, ponekod tudi do –240 °C. Vendar pa ta satelit - "vse v belem" - ne trpi veliko zaradi zunanjega mraza, saj ima alternativni vir energije - plimski gravitacijski vpliv svojega soseda Saturna (), ki ohranja svoj subglacialni ocean v tekočem stanju. Toda zemeljski planeti notranji viri Toplota je zelo šibka, zato je temperatura njihove trdne površine v veliki meri odvisna od lastnosti ozračja - od njegove sposobnosti, da po eni strani odbije del sončnih žarkov nazaj v vesolje, po drugi strani pa, da zadrži energija sevanja, ki prehaja skozi ozračje na površje planeta.

Učinek tople grede in planetarna klima

Glede na to, kako oddaljen je planet od Sonca in kolikšen delež sončne svetlobe absorbira, se oblikujejo temperaturne razmere na površju planeta in njegovo podnebje. Kako izgleda spekter katerega koli samosvetlečega telesa, na primer zvezde? V večini primerov je spekter zvezde "enogrba", skoraj Planckova krivulja, v kateri je položaj maksimuma odvisen od temperature površine zvezde. Za razliko od zvezde ima planetov spekter dve "grbini": del zvezdne svetlobe odbija v optičnem območju, drugi del pa absorbira in ponovno seva v infrardečem območju. Relativna površina pod tema dvema grbinama je natančno določena s stopnjo odboja svetlobe, to je albedom.

Poglejmo dva nama najbližja planeta – Merkur in Venero. Na prvi pogled je situacija paradoksalna. Venera odbija skoraj 80% sončne svetlobe in absorbira le okoli 20%. Toda Merkur ne odseva skoraj ničesar, ampak absorbira vse. Poleg tega je Venera dlje od Sonca kot Merkur; Na enoto površine oblaka pade 3,4-krat manj sončne svetlobe. Ob upoštevanju razlik v albedu prejme vsak kvadratni meter Merkurjeve trdne površine skoraj 16-krat več sončne toplote kot ista površina na Veneri. Pa vendar so na celotni trdni površini Venere peklenske razmere - ogromne temperature (talina kositra in svinca!), Merkur pa je hladnejši! Na polih je na splošno Antarktika, na ekvatorju pa je povprečna temperatura 67 °C. Seveda se površina Merkurja podnevi segreje do 430 °C, ponoči pa ohladi do –170 °C. Toda že na globini 1,5-2 metra se dnevna nihanja izravnajo in lahko govorimo o povprečni površinski temperaturi 67 °C. Seveda je vroče, vendar lahko živite. In na srednjih širinah Merkurja je na splošno sobna temperatura.

Kaj je narobe? Zakaj je Merkur, ki je blizu Sonca in zlahka vpija njegove žarke, segret na sobno temperaturo, medtem ko je Venera, ki je dlje od Sonca in aktivno odbija njegove žarke, segreta kot peč? Kako bo fizika to razložila?

Zemljina atmosfera je skoraj prozorna: prepušča 80 % vhodne sončne svetlobe. Zrak zaradi konvekcije ne more uiti v vesolje – planet ga ne prepušča. To pomeni, da se lahko ohladi samo v obliki infrardečega sevanja. In če IR sevanje ostane zaklenjeno, potem segreje tiste plasti ozračja, ki ga ne sprostijo. Te plasti same postanejo vir toplote in jo delno usmerijo nazaj na površino. Nekaj ​​sevanja gre v vesolje, večina pa se vrne na površje Zemlje in ga segreva, dokler se ne vzpostavi termodinamično ravnovesje. Kako je nameščen?

Temperatura narašča, maksimum v spektru pa se premika (Wienov zakon), dokler ne najde »prosojnega okna« v atmosferi, skozi katerega bodo IR žarki ušli v vesolje. Ravnovesje toplotnih tokov se vzpostavi, vendar pri višji temperaturi, kot bi bila brez ozračja. To je učinek tople grede.

V življenju se pogosto srečujemo z učinkom tople grede. Pa ne le v obliki vrtnega rastlinjaka ali na štedilnik postavljene posode, ki jo pokrijemo s pokrovko, da zmanjšamo prenos toplote in pospešimo vrenje. Ti primeri ne dokazujejo čistega učinka tople grede, saj sta pri njih zmanjšana tako radiacijski kot konvektivni odvod toplote. Precej bližje opisanemu učinku je primer jasne mrzle noči. Ko je zrak suh in je nebo brez oblakov (na primer v puščavi), se zemlja po sončnem zahodu hitro ohladi, vlažen zrak in oblaki pa ublažijo dnevna temperaturna nihanja. Na žalost je ta učinek astronomom dobro znan: jasne zvezdne noči so lahko še posebej mrzle, zaradi česar je delo s teleskopom zelo neprijetno. Če se vrnemo k zgornji sliki, bomo videli razlog: vodna para v ozračju je glavna ovira za infrardeče sevanje, ki prenaša toploto.

Luna nima atmosfere, kar pomeni, da ni učinka tople grede. Na njegovi površini je termodinamično ravnovesje vzpostavljeno eksplicitno, med atmosfero in trdno površino ni izmenjave sevanja. Mars ima tanko atmosfero, vendar učinek tople grede vseeno doda 8 °C. In Zemlji doda skoraj 40 °C. Če naš planet ne bi imel tako gostega ozračja, bi bila temperatura na Zemlji za 40 °C nižja. Danes je povprečno 15 °C po vsem svetu, vendar bi bilo –25 °C. Vsi oceani bi zamrznili, površje Zemlje bi pobelil sneg, albedo bi se povečal, temperatura pa bi padla še nižje. Na splošno - grozna stvar! Je pa dobro, da učinek tople grede v našem ozračju deluje in nas greje. In na Veneri deluje še močneje – povprečno Venerino temperaturo dvigne za več kot 500 stopinj.

Površje planetov

Do zdaj še nismo začeli podrobne študije drugih planetov, v glavnem smo se omejili na opazovanje njihove površine. Kako pomembne so informacije o videzu planeta za znanost? Katere dragocene informacije nam lahko pove slika njegove površine? Če je plinasti planet, kot je Saturn ali Jupiter, ali trden, vendar pokrit z gosto plastjo oblakov, kot je Venera, potem vidimo le zgornjo plast oblakov, zato nimamo skoraj nobenih informacij o samem planetu. Oblačno ozračje, kot pravijo geologi, je super mlado površje - danes je tako, jutri pa bo drugače ali ne jutri, ampak čez 1000 let, kar je le trenutek v življenju planeta.

Veliko rdečo pego na Jupitru ali dva planetarna ciklona na Veneri opazujemo že 300 let, vendar nam le nekaj pove splošne lastnosti sodobna dinamika njihove atmosfere. Naši potomci bodo ob pogledu na te planete videli popolnoma drugačno sliko in nikoli ne bomo izvedeli, kakšno sliko so lahko videli naši predniki. Tako ob pogledu od zunaj na planete z gosto atmosfero ne moremo soditi o njihovi preteklosti, saj vidimo le spremenljivo plast oblakov. Povsem druga zadeva je Luna oziroma Merkur, na čigar površju so sledovi meteoritskega bombardiranja in geoloških procesov, ki so se zgodili v preteklih milijardah let.

In takšna bombardiranja velikanskih planetov praktično ne puščajo sledi. Eden od teh dogodkov se je zgodil ob koncu dvajsetega stoletja tik pred očmi astronomov. Govorimo o kometu Shoemaker-Levy 9. Leta 1993 so v bližini Jupitra opazili čudno verigo dveh ducatov majhnih kometov. Izračun je pokazal, da gre za drobce enega kometa, ki je letel blizu Jupitra leta 1992 in ga je raztrgal plimski učinek njegovega močnega gravitacijskega polja. Astronomi niso videli dejanske epizode razpada kometa, ampak so videli le trenutek, ko se je veriga drobcev kometa kot »lokomotiva« oddaljila od Jupitra. Če se razpad ne bi zgodil, bi komet, ki bi se približal Jupitru po hiperbolični poti, odšel v daljavo vzdolž druge veje hiperbole in se najverjetneje nikoli več ne bi približal Jupitru. Toda telo kometa ni moglo vzdržati plimovanja in se je zrušilo, energija, porabljena za deformacijo in zlom telesa kometa, pa je zmanjšala kinetično energijo njegovega orbitalnega gibanja in prenesla drobce iz hiperbolične orbite v eliptično, zaprto okoli Jupitra. Izkazalo se je, da je orbitalna razdalja v pericentru manjša od polmera Jupitra in drobci so leta 1994 drug za drugim treščili na planet.

Incident je bil velik. Vsak "drobec" kometnega jedra je ledeni blok, ki meri 1×1,5 km. Izmenično sta letela v atmosfero planeta velikana s hitrostjo 60 km/s (drugi ubežna hitrost za Jupiter), ki ima specifično kinetično energijo (60/11) 2 = 30-krat večjo, kot če bi šlo za trk z Zemljo. Astronomi so z varnega Zemlje z velikim zanimanjem spremljali kozmično katastrofo na Jupitru. Na žalost so delci kometa zadeli Jupiter s strani, ki v tistem trenutku ni bila vidna z Zemlje. Na srečo je bila ravno v tem času vesoljska sonda Galileo na poti proti Jupitru; videla je te epizode in nam jih pokazala. Zaradi hitre dnevne rotacije Jupitra so območja trkov v nekaj urah postala dostopna tako zemeljskim teleskopom kot, kar je še posebej dragoceno, teleskopom blizu Zemlje, kot je vesoljski teleskop Hubble. To je bilo zelo uporabno, saj je vsak blok, ki je trčil v atmosfero Jupitra, povzročil ogromno eksplozijo, uničil zgornjo plast oblakov in za nekaj časa ustvaril okno vidnosti globoko v atmosfero Jupitra. Tako smo po zaslugi kometnega obstreljevanja lahko za kratek čas pogledali tja. Toda minila sta 2 meseca in na oblačni površini ni bilo sledi: oblaki so prekrili vsa okna, kot da se ni nič zgodilo.

Še ena stvar - Zemlja. Na našem planetu meteoritne brazgotine ostanejo dolgo časa. Tukaj je najbolj priljubljen meteoritski krater s premerom približno 1 km in starostjo približno 50 tisoč let. Še vedno je jasno vidna. Toda kraterje, ki so nastali pred več kot 200 milijoni let, je mogoče najti le z uporabo subtilnih geoloških tehnik. Od zgoraj niso vidni.

Mimogrede, obstaja dokaj zanesljiva povezava med velikostjo tega, kar je padlo na Zemljo velik meteorit in premer kraterja, ki ga tvori, je 1:20. Krater s premerom kilometra v Arizoni je nastal zaradi trka majhnega asteroida s premerom približno 50 m, v starih časih pa so Zemljo zadeli večji "projektili" - tako kilometrski kot tudi desetkilometrski. Danes poznamo približno 200 velikih kraterjev; imenujejo se astroblemi (nebeške rane); in vsako leto odkrijejo več novih. Največji, s premerom 300 km, je bil najden v južni Afriki, njegova starost je približno 2 milijardi let. Največji krater v Rusiji je Popigaj v Jakutiji s premerom 100 km. Zagotovo obstajajo večji, na primer na dnu oceanov, kjer jih je težje opaziti. Resda je oceansko dno geološko mlajše od celin, a zdi se, da je na Antarktiki krater s premerom 500 km. Je pod vodo in njeno prisotnost nakazuje le profil dna.

Na površini Luna, kjer ni vetra in dežja, kjer ni tektonskih procesov, meteoritski kraterji vztrajajo milijarde let. Ko pogledamo Luno skozi teleskop, beremo zgodovino kozmičnega bombardiranja. Na hrbtni strani je še bolj uporabna slika za znanost. Videti je, da iz neznanega razloga nikoli ni zares padlo tja. velika telesa ali pa pri padcu niso mogli prebiti lunine skorje, ki je na hrbtni strani dvakrat debelejša od vidne. Zato tekoča lava ni zapolnila velikih kraterjev in ni skrila zgodovinskih podrobnosti. Na katerem koli delu lunine površine je meteoritski krater, velik ali majhen, in toliko jih je, da mlajši uničijo tiste, ki so nastali prej. Prišlo je do nasičenosti: Luna ne more več postati bolj kratenirana, kot je že. Povsod so kraterji. In to je čudovita kronika zgodovine sončnega sistema. Na njegovi podlagi je bilo identificiranih več epizod aktivnega nastajanja kraterjev, vključno z obdobjem močnega obstreljevanja meteoritov (pred 4,1–3,8 milijarde let), ki je pustilo sledi na površju vseh zemeljskih planetov in številnih satelitov. Še vedno moramo razumeti, zakaj so tokovi meteoritov padali na planete v tistem obdobju. Potrebni so novi podatki o strukturi Lunine notranjosti in sestavi snovi na različnih globinah, ne le na površini, s katere so bili doslej zbrani vzorci.

Merkur navzven podobna Luni, ker je tako kot ona brez atmosfere. Njegova kamnita površina, ki ni izpostavljena plinski in vodni eroziji, dolgo časa ohranja sledi bombardiranja meteoritov. Med zemeljskimi planeti Merkur vsebuje najstarejše geološke sledi, stare približno 4 milijarde let. Toda na površju Merkurja ni velikih morij, napolnjenih s temno strjeno lavo in podobnih luninim morjem, čeprav tam ni nič manj velikih udarnih kraterjev kot na Luni.

Merkur je približno en in pol večji od Lune, vendar je njegova masa 4,5-krat večja od Lune. Dejstvo je, da je Luna skoraj v celoti kamnita, medtem ko ima Merkur ogromno kovinsko jedro, ki je očitno sestavljeno predvsem iz železa in niklja. Polmer njegovega kovinskega jedra je približno 75 % polmera planeta (zemljinega pa le 55 %). Prostornina kovinskega jedra Merkurja je 45% prostornine planeta (zemljinega pa le 17%). Zato je povprečna gostota živega srebra (5,4 g/cm3) skoraj enaka povprečni gostoti Zemlje (5,5 g/cm3) in znatno presega povprečno gostoto Lune (3,3 g/cm3). Ker ima Merkur veliko kovinsko jedro, bi lahko presegel Zemljo v svoji povprečni gostoti, če ne bi bilo nizke gravitacije na njegovi površini. Ker ima maso le 5,5 % Zemljine, ima skoraj trikrat manjšo gravitacijo, ki ne zmore toliko zgostiti njene notranjosti kot notranjost Zemlje, kjer ima celo silikatni plašč gostoto približno (5 g/ cm3), se je stisnil.

Merkur je težko preučevati, ker se giblje blizu Sonca. Za izstrelitev medplanetarnega aparata od Zemlje proti njej ga je treba močno upočasniti, to je pospešiti v smeri, nasprotni orbitalnemu gibanju Zemlje; šele takrat bo začela »padati« proti Soncu. To je nemogoče storiti takoj z uporabo rakete. Zato so v dosedanjih dveh poletih proti Merkurju z gravitacijskimi manevri v polju Zemlje, Venere in samega Merkurja upočasnili vesoljsko sondo in jo prenesli v Merkurjevo orbito.

Mariner 10 (NASA) je prvič poletel proti Merkurju leta 1973. Najprej se je približal Veneri, se upočasnil v njenem gravitacijskem polju in nato v letih 1974–75 trikrat prešel blizu Merkurja. Ker so se vsa tri srečanja zgodila v istem območju orbite planeta, njegova dnevna rotacija pa je sinhronizirana z orbitalno, je sonda vse trikrat fotografirala isto Merkurjevo poloblo, obsijano s Soncem.

Naslednjih nekaj desetletij ni bilo nobenih letov na Mercury. In šele leta 2004 je bilo mogoče lansirati drugo napravo - MESSENGER ( Površina živega srebra, vesoljsko okolje, geokemija in določanje razdalje; NASA). Potem ko je izvedla več gravitacijskih manevrov v bližini Zemlje, Venere (dvakrat) in Merkurja (trikrat), je sonda leta 2011 vstopila v orbito Merkurja in 4 leta raziskovala planet.

Delo v bližini Merkurja otežuje dejstvo, da je planet v povprečju 2,6-krat bližje Soncu kot Zemlja, zato je pretok sončnih žarkov tam skoraj 7-krat večji. Brez posebnega "sončnega dežnika" bi se elektronika sonde pregrela. Tretja odprava na Merkur, imenovana BepiColombo, sodelujejo Evropejci in Japonci. Izstrelitev je predvidena za jesen 2018. Naenkrat bosta poleteli dve sondi, ki bosta konec leta 2025 po preletu Zemlje vstopili v orbito okoli Merkurja, dve blizu Venere in šest blizu Merkurja. Poleg podrobne študije površine planeta in njegovega gravitacijskega polja, podrobna študija magnetosfere in magnetno polje Merkur, ki je za znanstvenike uganka. Čeprav se Merkur vrti zelo počasi in bi se moralo njegovo kovinsko jedro že zdavnaj ohladiti in utrditi, ima planet dipolno magnetno polje, ki je 100-krat šibkejše od Zemljinega, a kljub temu ohranja magnetosfero okoli planeta. Sodobna teorija Ustvarjanje magnetnega polja v nebesnih telesih, tako imenovana teorija turbulentnega dinama, zahteva prisotnost v globinah planeta plasti tekočega prevodnika električne energije (za Zemljo je to zunanji del železnega jedra) in razmeroma hitro vrtenje. Zakaj je Merkurjevo jedro še vedno tekoče, še ni jasno.

Merkur ima neverjetno lastnost, ki je nima noben drug planet. Gibanje Merkurja v njegovi orbiti okoli Sonca in njegovo vrtenje okoli svoje osi sta med seboj jasno sinhronizirana: v dveh orbitalnih obdobjih naredi tri vrtljaje okoli svoje osi. Na splošno astronomi že dolgo poznajo sinhrono gibanje: naša Luna se sinhrono vrti okoli svoje osi in kroži okoli Zemlje, periodi teh dveh gibanj sta enaki, torej sta v razmerju 1:1. In drugi planeti imajo nekaj satelitov, ki kažejo enako lastnost. To je posledica učinka plimovanja.

Če želimo slediti gibanju Merkurja (slika zgoraj), postavimo puščico na njegovo površino. Vidimo, da se je planet v enem obratu okoli Sonca, torej v enem Merkurjevem letu, okoli svoje osi zavrtel natanko enkrat in pol. V tem času se je dan na območju puščice prevesil v noč in minila je polovica sončnega dne. Še ena letna revolucija - in dnevna svetloba se znova začne na območju puščice, potekel je en sončni dan. Tako na Merkurju sončni dan traja dve Merkurjevi leti.

O plimi in oseki bomo podrobneje govorili v pogl. 6. Zaradi plimskega vpliva Zemlje je Luna sinhronizirala svoja gibanja - osno rotacijo in orbitalno rotacijo. Zemlja močno vpliva na Luno: raztegne njeno figuro in stabilizira njeno vrtenje. Lunina orbita je blizu krožnice, zato se Luna po njej giblje s skoraj konstantno hitrostjo na skoraj konstantni razdalji od Zemlje (o obsegu tega "skoraj" smo govorili v 1. poglavju). Zato se učinek plimovanja rahlo spreminja in nadzoruje vrtenje Lune vzdolž njene celotne orbite, kar vodi do resonance 1:1.

Za razliko od Lune se Merkur giblje okoli Sonca po precej eliptični orbiti, včasih se približuje svetilki, včasih pa se od nje oddaljuje. Ko je daleč stran, blizu afela orbite, plimski vpliv Sonca oslabi, saj je od razdalje odvisen kot 1/ R 3. Ko se Merkur približa Soncu, so plime in oseke veliko močnejše, zato le v območju perihelija Merkur učinkovito sinhronizira svoji dve gibanji – dnevno in orbitalno. Drugi Keplerjev zakon nam pove, da je kotna hitrost orbitalnega gibanja največja v točki perihelija. Tam pride do "plimovanja" in sinhronizacije Merkurjevih kotnih hitrosti - dnevnih in orbitalnih -. Na točki perihelija sta popolnoma enaka drug drugemu. Če se premakne naprej, Merkur skoraj preneha čutiti plimski vpliv Sonca in ohranja svojo kotno hitrost vrtenja, postopoma zmanjšuje kotno hitrost orbitalnega gibanja. Zato mu v eni orbitalni dobi uspe narediti poldrugi dnevni obrat in spet pade v kremplje plimovanja. Zelo preprosta in lepa fizika.

Površina Merkurja se skoraj ne razlikuje od površine Lune. Celo profesionalni astronomi, ko so se pojavile prve podrobne fotografije Merkurja, so jih pokazali drug drugemu in vprašali: "No, ugani, je to Luna ali Merkur?" Res je težko uganiti. Tako tam kot tam so površine, ki so jih udarili meteoriti. Ampak, seveda, obstajajo značilnosti. Čeprav na Merkurju ni velikih morij lave, njegova površina ni homogena: obstajajo starejša in mlajša območja (osnova za to je štetje meteoritskih kraterjev). Merkur se od Lune razlikuje tudi po značilnih robovih in gubah na površini, ki so nastale kot posledica stiskanja planeta, ko se je njegovo ogromno kovinsko jedro ohladilo.

Temperaturne razlike na površini Merkurja so večje kot na Luni. Podnevi na ekvatorju je 430 °C, ponoči pa –173 °C. Toda Merkurjeva prst služi kot dober toplotni izolator, zato na globini približno 1 m dnevnih (ali dvoletnih?) temperaturnih sprememb ni več čutiti. Torej, če letite na Merkur, morate najprej izkopati zemljo. Na ekvatorju bo približno 70 °C; Malo je vroče. Toda v območju geografskih polov bo v zemljanki okoli –70 °C. Tako lahko zlahka najdete geografsko širino, na kateri se boste udobno počutili v zemljanki.

Najbolj nizke temperature opazili na dnu polarnih kraterjev, kamor sončni žarki nikoli ne sežejo. Tam so namreč odkrili usedline vodnega ledu, ki so jih pred tem zaznali radarji z Zemlje, nato pa potrdili instrumenti vesoljske sonde MESSENGER. O izvoru tega ledu se še vedno razpravlja. Njegovi viri so lahko kometi in vodna para, ki izhaja iz črevesja planeta.

Živo srebro ima enega največjih udarnih kraterjev v sončnem sistemu - Heat Planum ( Caloris Basin) s premerom 1550 km. Gre za udar asteroida s premerom najmanj 100 km, ki je mali planet skoraj razklal. To se je zgodilo pred približno 3,8 milijarde let, v obdobju tako imenovanega "poznega močnega bombardiranja" ( Pozno močno bombardiranje), ko se je iz neznanih razlogov povečalo število asteroidov in kometov v orbitah, ki sekajo orbite zemeljskih planetov.

Ko je Mariner 10 leta 1974 fotografiral Heat Plane, še nismo vedeli, kaj se je zgodilo na nasprotni strani Merkurja po tem strašnem trku. Jasno je, da se ob udarcu žoge vzbujajo zvočni in površinski valovi, ki se širijo simetrično, gredo skozi »ekvator« in se zberejo v antipodni točki, diametralno nasprotni točki udarca. Motnja se tam skrči do točke in amplituda seizmičnih tresljajev se hitro poveča. To je podobno načinu, kako vozniki goveda pokajo z bičem: energija in zagon vala se v bistvu ohranita, vendar se debelina biča nagiba k ničli, zato se hitrost tresljaja poveča in postane nadzvočna. Pričakovano je bilo v območju Merkurja nasproti bazena Caloris tam bo slika neverjetnega uničenja. Na splošno se je skoraj izkazalo tako: tam je bilo ogromno hribovito območje z valovito površino, čeprav sem pričakoval, da bo tam antipodni krater. Zdelo se mi je, da bo ob kolapsu seizmičnega vala prišlo do pojava »zrcala« pri padcu asteroida. To opazimo, ko kapljica pade na mirno gladino vode: najprej ustvari majhno vdolbino, nato pa voda pridrvi nazaj in vrže novo majhno kapljico navzgor. To se na Merkurju ni zgodilo in zdaj razumemo, zakaj. Izkazalo se je, da so njegove globine heterogene in ni prišlo do natančnega fokusiranja valov.

Na splošno je relief Merkurja bolj gladek kot relief Lune. Na primer, stene Merkurjevih kraterjev niso tako visoke. Verjeten razlog za to je večja gravitacijska sila ter toplejša in mehkejša notranjost Merkurja.

Venera- drugi planet od Sonca in najbolj skrivnosten izmed zemeljskih planetov. Ni jasno, kakšen je izvor njegove zelo goste atmosfere, ki je skoraj v celoti sestavljena iz ogljikovega dioksida (96,5 %) in dušika (3,5 %) ter povzroča močan učinek tople grede. Ni jasno, zakaj se Venera tako počasi vrti okoli svoje osi – 244-krat počasneje kot Zemlja in tudi v nasprotni smeri. Hkrati masivna atmosfera Venere oziroma njena oblačna plast obleti planet v štirih zemeljskih dneh. Ta pojav imenujemo atmosferska superrotacija. Istočasno se atmosfera drgne ob površje planeta in bi se morala že zdavnaj upočasniti. Navsezadnje se ne more dolgo premikati okoli planeta, katerega trdno telo praktično miruje. Toda atmosfera se vrti in celo v nasprotni smeri od vrtenja samega planeta. Jasno je, da trenje na površini razprši energijo atmosfere, njen kotni moment pa se prenese na telo planeta. To pomeni, da obstaja dotok energije (očitno sončne), zaradi katere deluje toplotni stroj. Vprašanje: kako je ta stroj implementiran? Kako se energija Sonca pretvori v gibanje Venerinega ozračja?

Zaradi počasnega vrtenja Venere so Coriolisove sile na njej šibkejše kot na Zemlji, zato so tamkajšnji atmosferski cikloni manj kompaktni. Pravzaprav sta le dva: eden na severni polobli, drugi na južni polobli. Vsak od njih se "vije" od ekvatorja do svojega pola.

Zgornje plasti Venerinega ozračja so podrobno preučili s preleti (izvajanje gravitacijskega manevra) in orbitalnimi sondami - ameriškimi, sovjetskimi, evropskimi in japonskimi. Tam so sovjetski inženirji več desetletij lansirali naprave serije Venera in to je bil naš najuspešnejši preboj na področju raziskovanja planetov. Glavna naloga Načrtovano je bilo pristajanje pristajalne naprave na površje, da bi videli, kaj je tam pod oblaki.

Oblikovalci prvih sond so, tako kot avtorji znanstvenofantastičnih del tistih let, vodili rezultati optičnih in radijskih astronomskih opazovanj, iz katerih je sledilo, da je Venera toplejši analog našega planeta. Zato so sredi 20. stoletja vsi pisci znanstvene fantastike - od Beljajeva, Kazanceva in Strugackega do Lema, Bradburyja in Heinleina - predstavljali Venero kot negostoljubno (vročo, močvirnato, s strupenim ozračjem), a na splošno podobno Zemeljski svet. Iz istega razloga prva pristajalna vozila sond Venera niso bila zelo trpežna, saj niso mogla prenesti visokega pritiska. In umrli so, se spustili v ozračje, eden za drugim. Nato so njihova telesa začela postajati močnejša, zasnovana za pritisk 20 atmosfer. A izkazalo se je, da to ni dovolj. Potem so oblikovalci, "zagrizli", naredili sondo iz titana, ki lahko prenese pritisk 180 atm. In varno je pristal na površini ("Venera-7", 1970). Upoštevajte, da vsaka podmornica ne more vzdržati takšnega pritiska, ki prevladuje na globini približno 2 km v oceanu. Izkazalo se je, da tlak na površini Venere ne pade pod 92 atm (9,3 MPa, 93 barov), temperatura pa je 464 °C.

Sanje o gostoljubni Veneri, podobni Zemlji iz karbonskega obdobja, so bile dokončno končane ravno leta 1970. Prvič se je naprava, zasnovana za tako peklenske razmere ("Venera-8"), uspešno spustila in delovala na površju leta 1970. 1972. Od tega trenutka je pristanek na površino Venere postal rutinska operacija, vendar tam ni mogoče delati dolgo časa: po 1-2 urah se notranjost naprave segreje in elektronika odpove.

Prvi umetni sateliti so se pojavili v bližini Venere leta 1975 ("Venera-9 in -10"). Na splošno se je delo na površju Venere s spuščajočimi napravami Venera-9...-14 (1975-1981) izkazalo za izjemno uspešno, saj so na mestu pristanka preučevale tako atmosfero kot površino planeta, celo uspelo vzeti vzorce zemlje in jo določiti kemična sestava in mehanske lastnosti. Največji učinek med ljubitelji astronomije in kozmonavtike pa so povzročile foto panorame, ki so jih prenašali s pristajališč, najprej črno-bele, kasneje pa še barvne. Mimogrede, venerijsko nebo, gledano s površine, je oranžno. lepa! Do zdaj (2017) te slike ostajajo edine in so zelo zanimive za planetarne znanstvenike. Še naprej se obdelujejo in občasno se na njih najdejo novi deli.

Tudi ameriška astronavtika je v tistih letih pomembno prispevala k preučevanju Venere. Mariner 5 in 10 flybys sta proučevala zgornjo atmosfero. Pioneer Venera 1 (1978) je postal prvi ameriški satelit Venere in je izvajal radarske meritve. In "Pioneer-Venera-2" (1978) je poslal 4 spustna vozila v atmosfero planeta: eno veliko (315 kg) s padalom v ekvatorialno območje dnevne poloble in tri majhne (90 kg vsaka) brez padal - do sredine -širinah in na severu dnevne poloble ter nočne poloble. Nobena od njih ni bila zasnovana za delo na površini, vendar je ena od majhnih naprav varno pristala (brez padala!) in delovala na površini več kot eno uro. Ta primer vam omogoča, da občutite, kako visoka je gostota atmosfere blizu površja Venere. Atmosfera Venere je skoraj 100-krat bolj masivna od Zemljine atmosfere, njena gostota na površini pa je 67 kg/m 3, kar je 55-krat gosteje od Zemljinega zraka in le 15-krat manj kot tekoča voda.

Ni bilo lahko ustvariti močnih znanstvenih sond, ki bi zdržale pritisk Venerine atmosfere, enak kot na kilometrski globini v naših oceanih. Še težje pa jih je bilo pripraviti do tega, da bi ob prisotnosti tako gostega zraka vzdržali temperaturo okolja 464 °C. Pretok toplote skozi telo je ogromen. Zato tudi najbolj zanesljive naprave niso delovale več kot dve uri. Da bi se lahko hitro spustila na površje in tam podaljšala svoje delo, je Venera med pristajanjem odvrgla padalo in nadaljevala spuščanje, ki jo je upočasnil le majhen ščit na trupu. Trk na površino je ublažila posebna dušilna naprava - pristajalna opora. Zasnova se je izkazala za tako uspešno, da je Venera 9 brez težav pristala na pobočju z naklonom 35° in normalno delovala.

Glede na Venerin visok albedo in ogromno gostoto njene atmosfere so znanstveniki dvomili, da bo blizu površja dovolj sončne svetlobe za fotografiranje. Poleg tega bi lahko gosta megla visela na dnu plinastega oceana Venere, razpršila sončno svetlobo in preprečila pridobitev kontrastne slike. Zato so bila prva pristajalna vozila opremljena s halogenskimi živosrebrnimi žarnicami za osvetljevanje tal in ustvarjanje svetlobnega kontrasta. Izkazalo pa se je, da je naravne svetlobe tam povsem dovolj: na Veneri je tako svetlo kot v oblačnem dnevu na Zemlji. In kontrast pri naravna svetloba tudi povsem sprejemljivo.

Oktobra 1975 sta pristajalni raketi Venera 9 in 10 prek svojih orbitalnih blokov na Zemljo posredovali prve fotografije površja drugega planeta (če ne upoštevamo Lune). Na prvi pogled je perspektiva v teh panoramah videti nenavadno popačena: razlog je rotacija smeri snemanja. Te slike je posnel telefotometer (optično-mehanski skener), katerega "pogled" se je počasi premaknil od obzorja pod nogami pristajalnega vozila in nato do drugega obzorja: pridobljen je bil 180° pregled. Dva telefotometra na nasprotnih straneh naprave naj bi zagotavljala popolno panoramo. Vendar se pokrovčki leč niso vedno odprli. Na primer, na "Venera-11 in -12" se nobena od štirih ni odprla.

Eden najlepših poskusov pri proučevanju Venere je bil izveden s sondama VeGa-1 in -2 (1985). Njihovo ime pomeni "Venus-Halley", ker so po ločitvi spustnih modulov, usmerjenih na površje Venere, letalni deli sond odšli raziskovat jedro Halleyjevega kometa in to prvič uspešno storili. Tudi pristajalne naprave niso bile povsem običajne: glavnina naprave je pristala na površini, med spuščanjem pa se je od nje ločil balon francoskih inženirjev, ki je približno dva dni letel v atmosferi Venere na višini 53-55 km, prenaša podatke o temperaturi in tlaku na Zemljo, osvetljenosti in vidljivosti v oblakih. Zahvaljujoč močnemu vetru, ki piha na tej višini s hitrostjo 250 km/h, je balonom uspelo preleteti precejšen del planeta. lepa!

Fotografije z mest pristanka prikazujejo le majhne površine Venerinega površja. Ali je mogoče skozi oblake videti celotno Venero? Lahko! Radar vidi skozi oblake. Proti Veneri sta letela dva sovjetska satelita s stranskimi radarji in en ameriški. Na podlagi njihovih opazovanj so bili sestavljeni radijski zemljevidi Venere z zelo visoka ločljivost. Na splošnem zemljevidu ga je težko prikazati, na posameznih delčkih zemljevida pa je dobro viden. Barve na radijskih kartah prikazujejo nivoje: svetlo modra in temno modra so nižine; Če bi Venera imela vodo, bi bili oceani. Toda tekoča voda na Veneri ne more obstajati. In tudi plinaste vode tam praktično ni. Zelenkaste in rumenkaste so celine, recimo jim tako. Rdeča in bela sta najvišji točki na Veneri. To je "Venerin Tibet" - najvišja planota. Najvišji vrh na njem, Mount Maxwell, se dviga 11 km.

O notranjosti Venere, o njeni notranji strukturi ni zanesljivih dejstev, saj tam še niso bile opravljene seizmične raziskave. Poleg tega počasna rotacija planeta ne omogoča merjenja njegovega vztrajnostnega momenta, ki bi nam lahko povedal o porazdelitvi gostote z globino. Dosedanje teoretične ideje temeljijo na podobnosti Venere z Zemljo, navidezno odsotnost tektonike plošč na Veneri pa pojasnjujejo z odsotnostjo vode na njej, ki na Zemlji služi kot "mazivo", ki omogoča drsenje plošč. in se potapljata drug pod drugega. Skupaj z visokimi površinskimi temperaturami to povzroči upočasnitev ali celo popolna odsotnost konvekcija v Venerinem telesu, zmanjša hitrost ohlajanja njene notranjosti in lahko pojasni pomanjkanje magnetnega polja. Vse to je videti logično, vendar zahteva eksperimentalno preverjanje.

Mimogrede, približno Zemlja. O tretjem planetu od Sonca ne bom podrobneje razpravljal, ker nisem geolog. Poleg tega ima vsak od nas splošna ideja o Zemlji tudi na podlagi šolskega znanja. Toda v zvezi s preučevanjem drugih planetov ugotavljam, da tudi notranjosti lastnega planeta ne razumemo popolnoma. Skoraj vsako leto pride do večjih odkritij v geologiji, včasih se odkrijejo celo nove plasti v drobovju Zemlje. Sploh ne vemo natančno, kakšna je temperatura v jedru našega planeta. Poglej najnovejše ocene: nekateri avtorji menijo, da je temperatura na meji notranjega jedra okoli 5000 K, drugi pa več kot 6300 K. To so rezultati teoretičnih izračunov, ki vključujejo ne povsem zanesljive parametre, ki opisujejo lastnosti snovi. pri temperaturah na tisoče kelvinov in tlakih na milijone barov. Dokler teh lastnosti ne bomo zanesljivo raziskali v laboratoriju, ne bomo dobili natančnega znanja o notranjosti Zemlje.

Edinstvenost Zemlje med podobnimi planeti je v prisotnosti magnetnega polja in tekoče vode na površini, druga pa je očitno posledica prve: zemeljska magnetosfera ščiti našo atmosfero in posredno hidrosfero pred soncem. veter teče. Za ustvarjanje magnetnega polja, kot se zdaj zdi, mora v notranjosti planeta obstajati tekoča električno prevodna plast, ki jo pokriva konvektivno gibanje in hitro dnevno vrtenje, ki zagotavlja Coriolisovo silo. Samo pod temi pogoji se vklopi dinamo mehanizem, ki poveča magnetno polje. Venera se skoraj ne vrti, zato nima magnetnega polja. Železno jedro malega Marsa se je dolgo ohladilo in utrdilo, zato tudi nima magnetnega polja. Zdi se, da se živo srebro vrti zelo počasi in bi se moralo ohladiti pred Marsom, vendar ima precej opazno dipolno magnetno polje z močjo, ki je 100-krat šibkejša od Zemljine. Paradoks! Zdaj se verjame, da je plimski vpliv Sonca odgovoren za vzdrževanje Merkurjevega železnega jedra v staljenem stanju. Minilo bo milijarde let, železno jedro Zemlje se bo ohladilo in strdilo, kar bo našemu planetu odvzelo magnetno zaščito pred sončnim vetrom. In edini kamniti planet z magnetnim poljem bo ostal, nenavadno, Merkur.

Zdaj pa se obrnemo na Mars. Njegovo videz nas takoj pritegne iz dveh razlogov: tudi na fotografijah, posnetih od daleč, so vidne bele polarne ledene kape in prosojno ozračje. Podobno je med Marsom in Zemljo: polarne kape porajajo idejo o prisotnosti vode, atmosfera pa možnost dihanja. In čeprav na Marsu z vodo in zrakom ni vse tako dobro, kot se zdi na prvi pogled, ta planet že dolgo privlači raziskovalce.

Pred tem so astronomi proučevali Mars skozi teleskop in zato nestrpno pričakovali trenutke, imenovane »Marsove opozicije«. Kaj v teh trenutkih čemu nasprotuje?

Z vidika zemeljskega opazovalca je v trenutku opozicije Mars na eni strani Zemlje, Sonce pa na drugi. Jasno je, da se ravno v teh trenutkih Zemlja in Mars približata na minimalno razdaljo, Mars je viden na nebu vso noč in je dobro osvetljen s Soncem. Zemlja obkroži Sonce vsako leto, Mars pa vsakih 1,88 leta, tako da je povprečni čas med opozicijama malo več kot dve leti. Zadnja opozicija Marsa je bila leta 2016, čeprav ni bila posebej blizu. Marsova orbita je opazno eliptična, zato se Zemlja Marsu najbolj približa, ko je Mars blizu perihelija svoje orbite. Na Zemlji (v naši dobi) je to konec avgusta. Zato se avgustovska in septembrska soočenja imenujejo "velika"; V teh trenutkih, ki se zgodijo enkrat na 15-17 let, se naši planeti približajo drug drugemu za manj kot 60 milijonov km. To se bo zgodilo leta 2018. In leta 2003 je prišlo do zelo tesnega spopada: takrat je bil Mars oddaljen le 55,8 milijona km. V zvezi s tem se je rodil nov izraz - "največja nasprotja Marsa": zdaj se štejejo za pristope manj kot 56 milijonov km. Pojavijo se 1-2 krat na stoletje, v sedanjem stoletju pa bodo celo trije – počakajte na 2050 in 2082.

Toda tudi v trenutkih velikega nasprotovanja je na Marsu skozi teleskop z Zemlje le malo vidnega. Tukaj je risba astronoma, ki gleda Mars skozi teleskop. Nepripravljena oseba bo pogledala in bo razočarana - ne bo videla ničesar, le majhno rožnato "kapljico". A z istim teleskopom izkušeno oko astronoma vidi več. Astronomi so opazili polarno kapo že davno, pred stoletji. In tudi temna in svetla področja. Temna morja so tradicionalno imenovali morja, svetla pa celine.

Povečano zanimanje za Mars se je pojavilo v obdobju velike opozicije leta 1877: - do takrat so bili že zgrajeni dobri teleskopi in astronomi so naredili več pomembnih odkritij. Ameriški astronom Asaph Hall je odkril Marsovi luni - Fobos in Deimos. In italijanski astronom Giovanni Schiaparelli je skiciral skrivnostne črte na površini planeta so marsovski kanali. Seveda Schiaparelli ni bil prvi, ki je videl kanale: nekatere so opazili pred njim (na primer Angelo Secchi). Toda po Schiaparelliju je ta tema za dolga leta postala prevladujoča v študiju Marsa.

Opazovanja značilnosti na površju Marsa, kot so »kanali« in »morja«, so zaznamovala začetek nove stopnje v preučevanju tega planeta. Schiaparelli je verjel, da bi "morja" Marsa res lahko bila vodna telesa. Ker je bilo treba črte, ki jih povezujejo, poimenovati, jih je Schiaparelli poimenoval »kanali« (canali), kar pomeni morske ožine in ne strukture, ki jih je ustvaril človek. Menil je, da voda dejansko teče po teh kanalih v polarnih območjih med taljenjem polarnih kap. Po odkritju "kanalov" na Marsu so nekateri znanstveniki predlagali, da jih umetna narava, ki je služil kot podlaga za hipoteze o obstoju inteligentnih bitij na Marsu. Toda Schiaparelli sam ni menil, da je ta hipoteza znanstveno utemeljena, čeprav ni izključil prisotnosti življenja na Marsu, morda celo inteligentnega.

Vendar pa se je ideja o umetnem sistemu namakalnih kanalov na Marsu začela uveljavljati v drugih državah. To je bilo deloma posledica dejstva, da je bil italijanski kanal v angleščini predstavljen kot kanal (vodna pot, ki jo je ustvaril človek) in ne kanal (naravna morska ožina). In v ruščini beseda "kanal" pomeni umetno strukturo. Zamisel o Marsovcih je takrat očarala mnoge ljudi, pa ne le pisatelje (spomnite se H.G. Wellsa z njegovo "Vojno svetov", 1897), ampak tudi raziskovalce. Najbolj znan med njimi je bil Percival Lovell. Ta Američan je prejel odlično izobrazbo na Harvardu, enako obvladal matematiko, astronomijo in humanistiko. A kot potomec plemiške družine bi raje kot astronom postal diplomat, pisatelj ali popotnik. Ko pa je prebral Schiaparellijeva dela o kanalih, se je navdušil nad Marsom in verjel v obstoj življenja in civilizacije na njem. Na splošno je opustil vse druge zadeve in začel preučevati Rdeči planet.

Z denarjem svoje bogate družine je Lovell zgradil observatorij in začel risati kanale. Upoštevajte, da je bila fotografija takrat v povojih in oko izkušenega opazovalca je sposobno opaziti najmanjše podrobnosti v razmerah atmosferske turbulence, ki popačijo slike oddaljenih predmetov. Najbolj podrobni so bili zemljevidi marsovskih kanalov, ustvarjeni na observatoriju Lovell. Poleg tega je Lovell kot dober pisatelj napisal več zanimivih knjig - Mars in njegovi kanali (1906), Mars kot dom življenja(1908) itd. Le eden od njih je bil preveden v ruščino še pred revolucijo: »Mars in življenje na njem« (Odesa: Matezis, 1912). Te knjige so očarale celotno generacijo z upanjem, da bo srečala Marsovce.

Treba je priznati, da zgodba o marsovskih kanalih nikoli ni dobila celovite razlage. Obstajajo stare risbe s kanali in sodobne fotografije brez njih. Kje so kanali? Kaj je bilo to? Zarota astronomov? Množična norost? Samohipnoza? Težko je za to kriviti znanstvenike, ki so dali svoja življenja znanosti. Morda je odgovor na to zgodbo pred nami.

In danes Mars preučujemo praviloma ne skozi teleskop, ampak s pomočjo medplanetarnih sond. (Čeprav se za to še vedno uporabljajo teleskopi in včasih prinesejo pomembne rezultate.) Let sond na Mars poteka po energijsko najugodnejši pol-eliptični trajektoriji. Z uporabo Keplerjevega tretjega zakona je enostavno izračunati trajanje takega leta. Zaradi velike ekscentričnosti Marsove orbite je čas leta odvisen od sezone izstrelitve. V povprečju let od Zemlje do Marsa traja 8-9 mesecev.

Ali je mogoče na Mars poslati odpravo s posadko? To je velika in zanimiva tema. Zdi se, da je za to potrebno le močno nosilno vozilo in priročna vesoljska ladja. Nihče še nima dovolj zmogljivih nosilcev, a na njih delajo ameriški, ruski in kitajski inženirji. Nobenega dvoma ni, da bodo takšno raketo v naslednjih letih ustvarila državna podjetja (na primer naša nova raketa Angara v najmočnejši različici) ali zasebna podjetja (Elon Musk – zakaj pa ne).

Ali obstaja ladja, v kateri bodo astronavti preživeli več mesecev na poti na Mars? Tega še ni. Vsi obstoječi (Sojuz, Shenzhou) in tudi testirani (Dragon V2, CST-100, Orion) so zelo utesnjeni in primerni le za polet na Luno, kjer je le še 3 dni. Res je, obstaja ideja, da bi po vzletu napihnili dodatne prostore. Jeseni 2016 je bil napihljivi modul testiran na ISS in se je dobro obnesel. Tako se bo kmalu pojavila tehnična možnost poleta na Mars. Torej v čem je problem? V osebi!

Nenehno smo izpostavljeni naravni radioaktivnosti zemeljskih kamnin, tokov kozmičnih delcev ali umetno ustvarjeni radioaktivnosti. Na površju Zemlje je ozadje šibko: ščitita nas magnetosfera in atmosfera planeta ter njegovo telo, ki pokriva spodnjo poloblo. V nizki zemeljski orbiti, kjer delajo kozmonavti ISS, atmosfera ne pomaga več, zato se sevanje ozadja stokrat poveča. V vesolju celo nekajkrat večja. To bistveno omejuje trajanje človekovega varnega bivanja v prostoru. Upoštevajte, da je delavcem jedrske industrije prepovedano prejemati več kot 5 remov na leto - to je skoraj varno za zdravje. Kozmonavti lahko prejmejo do 10 rem na leto (sprejemljiva stopnja nevarnosti), kar omejuje trajanje njihovega dela na ISS na eno leto. In let na Mars z vrnitvijo na Zemljo bo v najboljšem primeru (če na Soncu ni močnih izbruhov) povzročil odmerek 80 remov, kar bo ustvarilo veliko verjetnost rak. Ravno to je glavna ovira za človekov polet na Mars. Ali je mogoče zaščititi astronavte pred sevanjem? Teoretično je možno.

Na Zemlji nas ščiti atmosfera, katere debelina na kvadratni centimeter je enakovredna 10-metrski plasti vode. Lahki atomi bolje razpršijo energijo kozmičnih delcev, zato je lahko zaščitna plast vesoljskega plovila debela 5 metrov. Toda tudi v utesnjeni ladji se bo masa te zaščite merila v stotinah ton. Poslati takšno ladjo na Mars presega moč sodobne ali celo obetavne rakete.

OK potem. Recimo, da so bili prostovoljci pripravljeni tvegati svoje zdravje in iti na Mars v eno smer brez zaščite pred sevanjem. Bodo tam lahko delali po pristanku? Ali je mogoče računati, da bodo opravili nalogo? Se spomnite, kako se astronavti po šestih mesecih bivanja na ISS počutijo takoj po pristanku na tleh? Iznesejo jih na rokah, položijo na nosila in dva do tri tedne rehabilitirajo, povrnejo trdnost kosti in mišično moč. In na Marsu jih nihče ne bo nosil v rokah. Tam boste morali iti ven sami in delati v težkih praznih oblekah, kot na Luni. Navsezadnje je atmosferski tlak na Marsu praktično nič. Obleka je zelo težka. Na Luni se je bilo razmeroma enostavno premikati v njem, saj je gravitacija tam 1/6 Zemljine in v treh dneh leta na Luno mišice nimajo časa oslabeti. Astronavti bodo na Mars prispeli potem, ko bodo več mesecev preživeli v razmerah breztežnosti in sevanja, gravitacija na Marsu pa je dvainpolkrat večja od lunarne. Poleg tega je na sami površini Marsa sevanje skoraj enako kot v vesolju: Mars nima magnetnega polja, njegova atmosfera pa je preveč redka, da bi služila kot zaščita. Tako je film "Marsovec" fantazija, zelo lepa, a neresnična.

Kako smo si prej predstavljali marsovsko bazo? Prišli smo, na površje postavili laboratorijske module, v njih živimo in delamo. In zdaj takole: prileteli so, vkopali, zgradili zavetja na globini vsaj 2-3 metre (to je dovolj zanesljiva zaščita od sevanja) in poskusite iti na površje manj pogosto in ne za dolgo. Vstajenja so občasna. V bistvu sedimo pod zemljo in nadzorujemo delo Marsovih roverjev. Tako jih je mogoče nadzorovati z Zemlje, še bolj učinkovito, ceneje in brez tveganja za zdravje. To se dela že več desetletij.

O tem, kaj so roboti izvedeli o Marsu - .

Ilustracije sta pripravila V. G. Surdin in N. L. Vasilyeva z uporabo Nasinih fotografij in slik z javnih mest

Katere zemeljske planete poznaš? Seštej si v glavi in ​​preveri, če si prav mislil :). Zdaj vam bomo povedali o njih.

Planeti Merkur, Venera, Zemlja in MarsŠtiri sestre so si tako podobne, a popolne podobnosti med njimi ni. Vsak od njih se je razvijal na svoj način.

Najbližje Soncu so nastale v zelo vročem območju. Lahki plini so se pod vplivom visokih temperatur premaknili na obrobje sončnega sistema, zato so zemeljski planeti sestavljeni iz težkih elementov, kot so ogljik, železo in silicij. To pomeni, da so trdni in kamniti, za razliko od planetov, ki so nastali daleč stran in so sestavljeni večinoma iz plina. Zemeljski planeti so od svojega nastanka doživeli dramatične spremembe. Njihova primarna atmosfera je izginila; zamenjali so jo lahki plini, ki so se dvigali iz notranjih vročih območij planetov. Težki elementi so se premikali navznoter in oblikovali jedro takih planetov; vulkanski izbruhi so spremenili njihovo topografijo. 4,5 milijarde let, ki so minila od takrat, so spremenila videz planetov, skoraj podobnih ob rojstvu tako različnih danes.

Merkur, majhen planet blizu Sonca z zelo tanko atmosfero, je puščava s kraterji, ki jo je ožgalo Sonce. Za razliko od drugih zemeljskih planetov je Merkur planet, na katerem se ne dogaja nič omembe vrednega, z izjemo morda nenehnega svetlobnega meteorskega dežja.

Verjetno je minilo že dolgo odkar smo Venera bili so oceani, no, ker je ta planet precej blizu sonca, je voda izhlapela in izginila v vesolje. Trenutno je zelo gosta atmosfera sestavljena predvsem iz ogljikovega dioksida. Več plasti žveplove kisline preprečuje, da bi sončni žarki dosegli površino. Zaradi učinka tople grede se temperatura dvigne na 500 stopinj. Površino planeta, skrito pod oblaki, so leta 1990 proučevali z medplanetarno postajo Magellan. Odkrite so bile prostrane nižine, gore, globoke razpoke, vulkani in več meteoritskih kraterjev.

Večino površine Zemlja zaseda voda, ki ostaja v tekočem stanju zaradi dejstva, da planet ni niti preblizu niti predaleč od Sonca. Ozračje, stanje, v katerem so večinoma dušik, kisik, majhna količina ogljikovega dioksida in vodne pare, povzroča podnebje, ki ga poznamo. Današnji vulkanski procesi so veliko manj pomembni kot v preteklosti.

U Mars Prej je bilo drugačno, gostejše ozračje, ki je bilo naklonjeno milemu podnebju, in tam so bile letve in oceani. No, ker je planet majhen in masa ni dovolj, da bi gravitacijska sila zadržala plin, ga je večina izginila v vesolje. Ozračje je zdaj sestavljeno iz ogljikovega dioksida. Temperatura je padla, voda je zdaj zmrznjena pod plastjo zemlje. Tudi od znotraj se je Mars ohladil hitreje kot Venera in Zemlja, ogromni vulkani pa so ugasnili pred milijardo let. Včasih orkanski veter dvigne oblake prahu, ki potrebujejo tedne, da se usedejo na površje.

Uvod

Med številnimi nebesnimi telesi, ki jih proučuje sodobna astronomija, zavzemajo planeti posebno mesto. Navsezadnje vsi dobro vemo, da je Zemlja, na kateri živimo, planet, torej so planeti telesa, ki so v osnovi podobna naši Zemlji.

Toda v svetu planetov ne bomo našli niti dveh popolnoma podobnih drug drugemu. Raznolikost fizične razmere na planetih je zelo velik. Oddaljenost planeta od Sonca (in s tem količina sončne toplote in površinske temperature), njegova velikost, napetost gravitacije na površju, orientacija osi vrtenja, ki določa menjavo letnih časov, prisotnost oz. sestava ozračja, notranja struktura in številne druge lastnosti so različne za vseh devet planetov osončja.

S pogovorom o raznolikosti razmer na planetih lahko globlje razumemo zakonitosti njihovega razvoja in ugotovimo njihov odnos med nekaterimi lastnostmi planetov. Tako je na primer njegova sposobnost zadrževanja atmosfere takšne ali drugačne sestave odvisna od velikosti, mase in temperature planeta, prisotnost atmosfere pa posledično vpliva na toplotni režim planeta.

Kot kaže preučevanje pogojev, pod katerimi sta mogoča nastanek in nadaljnji razvoj žive snovi, lahko samo na planetih iščemo znake obstoja organskega življenja. Zato je preučevanje planetov poleg splošnega pomena zelo pomembno tudi z vidika vesoljske biologije.

Proučevanje planetov je poleg astronomije velikega pomena tudi za druga področja znanosti, predvsem za vede o Zemlji - geologijo in geofiziko, pa tudi za kozmogonijo - vedo o nastanku in razvoju nebesnih teles, vključno z našo Zemljo.

Med zemeljske planete spadajo planeti: Merkur, Venera, Zemlja in Mars.

Merkur.

Splošne informacije.

Merkur je Soncu najbližji planet v sončnem sistemu. Povprečna razdalja od Merkurja do Sonca je le 58 milijonov km. Med večjimi planeti, ki jih ima najmanjše velikosti: njegov premer je 4865 km (0,38 premera Zemlje), masa 3,304 * 10 23 kg (0,055 mase Zemlje ali 1: 6025000 mase Sonca); povprečna gostota 5,52 g/cm3. Merkur je svetla zvezda, vendar ga na nebu ni tako enostavno videti. Dejstvo je, da nam je Merkur, ker je blizu Sonca, vedno viden nedaleč od sončnega diska in se le za kratek čas odmika od njega levo (na vzhod) ali desno (na zahod). oddaljenost, ki ne presega 28 O. Zato jo lahko vidimo le tiste dni v letu, ko se najbolj oddalji od Sonca. Naj se na primer Merkur oddalji od Sonca v levo. Sonce in vsa svetila v svojem vsakodnevnem gibanju lebdijo po nebu od leve proti desni. Zato najprej zaide Sonce, malo več kot uro kasneje pa še Merkur, zato moramo ta planet iskati nizko nad zahodnim obzorjem.

Gibanje.

Merkur se giblje okoli Sonca na povprečni razdalji 0,384 astronomske enote (58 milijonov km) po eliptični tirnici z veliko ekscentričnostjo e-0,206; v periheliju je razdalja do Sonca 46 milijonov km, v afelu pa 70 milijonov km. Planet opravi popoln obhod okoli Sonca v treh zemeljskih mesecih oziroma 88 dneh s hitrostjo 47,9 km/s. Ko se Merkur giblje po svoji poti okoli Sonca, se hkrati vrti okoli svoje osi, tako da je vedno ista njegova polovica obrnjena proti Soncu. To pomeni, da je na eni strani Merkurja vedno dan, na drugi pa noč. V 60. letih Z radarskimi opazovanji je bilo ugotovljeno, da se Merkur vrti okoli svoje osi v smeri naprej (tj. kot pri orbitalnem gibanju) s periodo 58,65 dni (glede na zvezde). Sončev dan na Merkurju traja 176 dni. Ekvator je nagnjen proti ravnini svoje orbite za 7°. Kotna hitrost Merkurjeve osne rotacije je 3/2 orbitalne hitrosti in ustreza kotni hitrosti njegovega gibanja v orbiti, ko je planet v periheliju. Na podlagi tega lahko domnevamo, da je hitrost vrtenja Merkurja posledica plimskih sil s Sonca.

Vzdušje.

Živo srebro morda nima atmosfere, čeprav polarizacija in spektralna opazovanja kažejo na prisotnost šibke atmosfere. S pomočjo Marinerja 10 je bilo ugotovljeno, da ima Merkur zelo redko plinsko lupino, sestavljeno predvsem iz helija. Ta atmosfera je v dinamičnem ravnovesju: vsak atom helija ostane v njej približno 200 dni, nato zapusti planet, njegovo mesto pa prevzame drug delec iz plazme sončnega vetra. Poleg helija je bila v atmosferi Merkurja najdena nepomembna količina vodika. Je približno 50-krat manj kot helija.

Izkazalo se je tudi, da ima Merkur šibko magnetno polje, katerega moč je le 0,7% Zemljinega. Naklon osi dipola glede na os vrtenja Merkurja je 12 0 (za Zemljo 11 0)

Tlak na površju planeta je približno 500 milijard-krat manjši kot na površju Zemlje.

Temperatura.

Merkur je veliko bližje Soncu kot Zemlja. Zato ga Sonce sije in greje 7-krat močneje kot naše. Na dnevni strani Merkurja je strašno vroče, tam je večna vročina. Meritve kažejo, da se temperatura tam dvigne do 400 O nad ničlo. Toda vedno morate biti na nočni strani huda zmrzal, ki verjetno doseže 200 O in celo 250 O pod ničlo. Izkazalo se je, da je ena polovica vroča kamnita puščava, druga polovica pa ledena puščava, morda prekrita z zamrznjenimi plini.

Površina.

Pot leta vesoljskega plovila Mariner 10 leta 1974 je fotografirala več kot 40 % površine Merkurja z ločljivostjo od 4 mm do 100 m, kar je omogočilo, da je Merkur z Zemlje viden približno tako kot Luna v temi. Obilje kraterjev je najbolj očitna značilnost njenega površja, ki ga na prvi vtis lahko primerjamo z Luno.

Morfologija kraterjev je namreč podobna lunini, njihov udarni izvor je nesporen: večina jih ima definirano gred, sledi izbruhov materiala, zdrobljenega med udarcem, s tvorbo v nekaterih primerih značilnih svetlih žarkov in polje sekundarnih kraterjev. V mnogih kraterjih se razlikujeta osrednji hrib in terasasta struktura notranjega pobočja. Zanimivo je, da nimajo takšnih lastnosti le skoraj vsi veliki kraterji s premerom nad 40-70 km, ampak tudi bistveno večje število manjših kraterjev, v razponu od 5-70 km (seveda govorimo o vodnjakih). -ohranjeni kraterji tukaj). Te značilnosti lahko pripišemo tako večji kinetični energiji teles, ki padajo na površino, kot tudi materialu same površine.

Stopnja erozije in zglajenosti kraterjev je različna. Na splošno so Merkurjevi kraterji v primerjavi z Luninimi manj globoki, kar je mogoče pojasniti tudi z večjo kinetično energijo meteoritov zaradi večjega gravitacijskega pospeška na Merkurju kot na Luni. Zato se krater, ki nastane ob trku, bolj učinkovito napolni z izvrženim materialom. Iz istega razloga so sekundarni kraterji bližje osrednjemu kot na Luni, usedline zdrobljenega materiala pa v manjši meri prikrivajo primarne reliefne oblike. Sami sekundarni kraterji so globlji od luninih, kar je spet pojasnjeno z dejstvom, da drobci, ki padejo na površje, doživljajo večji pospešek zaradi gravitacije.

Tako kot na Luni je mogoče glede na relief ločiti prevladujoča neravna "celinska" in precej bolj gladka "morska" območja. Slednje so pretežno kotanje, ki pa so bistveno manjše kot na Luni; njihove velikosti običajno ne presegajo 400-600 km. Poleg tega so nekatere kotline slabo vidne na ozadju okoliškega terena. Izjema je omenjena obsežna kotlina Canoris (Morje toplote), dolga okoli 1300 km, ki spominja na znamenito Morje dežja na Luni.

V prevladujočem celinskem delu površja Merkurja lahko ločimo tako močno kraterizirana območja, z največjo stopnjo degradacije kraterjev, kot stare medkraterske planote, ki zasedajo velika ozemlja, kar kaže na razširjen starodavni vulkanizem. To so najstarejše ohranjene oblike reliefa na planetu. Uravnane površine kotanj so očitno prekrite z najdebelejšo plastjo drobljenih kamnin – regolitom. Poleg majhnega števila kraterjev so nagubani grebeni, ki spominjajo na luno. Nekatera ravnina ob bazenih so verjetno nastala z odlaganjem materiala, ki se je iz njih izvrgel. Hkrati so za večino nižin našli zanesljive dokaze o njihovem vulkanskem izvoru, vendar je to vulkanizem poznejšega datuma kot na medkraterskih planotah. Natančen pregled razkrije drugo najbolj zanimiva funkcija, ki osvetljuje zgodovino nastanka planeta. Govorimo o značilnih sledovih tektonskega delovanja v svetovnem merilu v obliki specifičnih strmih robov ali škarp. Škrape so dolge od 20-500 km, višine pobočij pa od nekaj sto metrov do 1-2 km. Po svoji morfologiji in geometriji lege na površju se razlikujejo od običajnih tektonskih prelomov in prelomov, ki jih opažamo na Luni in Marsu, in so bolj nastale zaradi narivov, plasti zaradi napetosti v površinski plasti, ki je nastala ob stiskanju Merkurja. . To dokazuje vodoravni premik grebenov nekaterih kraterjev.

Nekatere škarpe so bile bombardirane in delno uničene. To pomeni, da so nastale prej kot kraterji na njihovi površini. Na podlagi zožitve erozije teh kraterjev lahko sklepamo, da je do stiskanja skorje prišlo med nastankom »morij« pred približno 4 milijardami let. večina verjeten vzrok kompresijo bi očitno morali šteti za začetek ohlajanja Merkurja. Po drugi zanimivi domnevi, ki so jo predstavili številni strokovnjaki, bi lahko bil alternativni mehanizem za močno tektonsko aktivnost planeta v tem obdobju plimska upočasnitev vrtenja planeta za približno 175-krat: od prvotno predpostavljene vrednosti približno 8 ur do 58,6 dni.

Venera.

Splošne informacije.

Venera je drugi najbližji planet Soncu, skoraj enake velikosti kot Zemlja, njena masa pa je več kot 80 % Zemljine mase. Zaradi teh razlogov Venero včasih imenujejo Zemljina dvojčica ali sestra. Vendar sta površje in atmosfera teh dveh planetov popolnoma drugačna. Na Zemlji so reke, jezera, oceani in ozračje, ki ga dihamo. Venera je zelo vroč planet z gosto atmosfero, ki bi bila za ljudi usodna. Povprečna razdalja od Venere do Sonca je 108,2 milijona km; je skoraj konstantna, saj je orbita Venere bližje krogu kot naš planet. Venera prejme več kot dvakrat več svetlobe in toplote od Sonca kot Zemlja. Kljub temu na senčni strani Venere prevladuje mraz z več kot 20 stopinjami pod ničlo, saj sončni žarki tukaj ne dosežejo zelo dolgo. Planet ima zelo gosto, globoko in zelo motno atmosfero, ki nam preprečuje, da bi videli površje planeta. Atmosfero (plinsko lupino) je odkril M. V. Lomonosov leta 1761, kar je tudi pokazalo podobnost Venere z Zemljo. Planet nima satelitov.

Gibanje.

Venera ima skoraj krožno orbito (ekscentričnost 0,007), ki jo obkroži v 224,7 zemeljskih dneh s hitrostjo 35 km/s. na razdalji 108,2 milijona km od Sonca. Venera se zavrti okoli svoje osi v 243 zemeljskih dneh - največji čas med vsemi planeti. Okoli svoje osi se Venera vrti v nasprotni smeri, torej v smeri, ki je nasprotna njenemu orbitalnemu gibanju. Tako počasno in poleg tega obratno vrtenje pomeni, da Sonce, gledano z Venere, vzide in zaide le dvakrat na leto, saj je en dan Venere enak 117 zemeljskim dnevom. Os vrtenja Venere je skoraj pravokotna na orbitalno ravnino (inklinacija 3°), zato ni letnih časov - en dan je podoben drugemu, ima enako trajanje in enako vreme. To vremensko enakomernost dodatno krepi posebnost Venerinega ozračja – njegov močan učinek tople grede. Tudi Venera ima, tako kot Luna, svoje faze.

Temperatura.

Temperatura je okoli 750 K po celotni površini podnevi in ​​ponoči. Razlog za tako visoko temperaturo ob površju Venere je učinek tople grede: sončni žarki razmeroma enostavno prehajajo skozi oblake njene atmosfere in segrevajo površino planeta, toplotno infrardeče sevanje same površine pa izstopa skozi ozračje z velikimi težavami nazaj v vesolje. Na Zemlji, kjer je količina ogljikovega dioksida v ozračju majhna, naravni učinek tople grede zviša globalne temperature za 30 °C, na Veneri pa še za 400 °C. Študij telesne posledice najmočnejši učinek tople grede na Veneri, se dobro zavedamo rezultatov, ki so lahko posledica akumulacije odvečne toplote na Zemlji, ki jo povzroča naraščajoča koncentracija ogljikovega dioksida v ozračju zaradi izgorevanja fosilnih goriv – premoga in nafte.

Leta 1970 je prvo vesoljsko plovilo, ki je prispelo na Venero, zdržalo močno vročino le približno eno uro, vendar je bilo to ravno dovolj dolgo, da so na Zemljo poslali podatke o razmerah na površini.

Vzdušje.

Skrivnostna atmosfera Venere je bila v zadnjih dveh desetletjih osrednji del programa robotskega raziskovanja. Najpomembnejši vidiki Raziskovala je kemijsko sestavo, vertikalno strukturo in dinamiko zračnega okolja. Veliko pozornosti je bil dodeljen oblaku, ki igra vlogo nepremostljive ovire za prodiranje elektromagnetnih valov optičnega območja v globino ozračja. Med televizijskim snemanjem Venere je bilo mogoče dobiti sliko le oblačnosti. Nerazumljiva sta bila izredna suhost zraka in njegov fenomenalni učinek tople grede, zaradi katerega se je dejanska temperatura površine in spodnjih plasti troposfere izkazala za več kot 500 stopinj višja od efektivne (ravnotežne).

Ozračje Venere je zaradi učinka tople grede izredno vroče in suho. Je debela odeja ogljikovega dioksida, ki zadržuje toploto, ki prihaja s Sonca. Posledično se kopiči velika količina toplotne energije. Tlak na površini je 90 barov (kot v morjih na Zemlji na globini 900 m). vesoljske ladje oblikovani morajo biti tako, da lahko prenesejo drobilno, drobilno silo ozračja.

Ozračje Venere je sestavljeno predvsem iz ogljikovega dioksida (CO 2) -97 %, ki lahko deluje kot nekakšna odeja, ki zadržuje sončno toploto, pa tudi majhne količine dušika (N 2) -2,0 %, vodne pare (H 2 O) -0,05 % in kisik (O) -0,1 %. Klorovodikova kislina (HCl) in fluorovodikova kislina (HF) sta bili najdeni kot manjši nečistoči. Skupna količina ogljikov dioksid na Veneri in Zemlji je približno enak. Samo na Zemlji je vezan v sedimentne kamnine in delno absorbiran v vodne mase oceanov, na Veneri pa je ves skoncentriran v ozračju. Čez dan je površina planeta osvetljena z difuzno svetlobo sončna svetloba s približno enako intenzivnostjo kot na oblačen dan na Zemlji. Na Veneri so ponoči opazili veliko strel.

Venerini oblaki so sestavljeni iz mikroskopskih kapljic koncentrirane žveplove kisline (H 2 SO 4). Zgornja plast oblakov je od površja oddaljena 90 km, tam je temperatura okoli 200 K; spodnji sloj je na 30 km, temperatura je okoli 430 K. Še nižje je tako vroče, da ni oblakov. Seveda na površju Venere ni tekoče vode. Atmosfera Venere na ravni zgornjega sloja oblakov se vrti v isti smeri kot površina planeta, vendar veliko hitreje in opravi revolucijo v 4 dneh; ta pojav se imenuje superrotacija in zanj še ni najdene razlage.

Površina.

Površje Venere je prekrito s stotisoči vulkanov. Obstaja več zelo velikih: 3 km visoki in 500 km široki. Toda večina vulkanov ima premer 2-3 km in višino okoli 100 m. Izlitje lave na Veneri traja veliko dlje kot na Zemlji. Venera je prevroča za led, dež ali nevihte, zato ni pomembnega preperevanja. To pomeni, da se vulkani in kraterji skorajda niso spremenili, odkar so nastali pred milijoni let.

Venera je prekrita s trdimi skalami. Pod njimi kroži vroča lava, ki povzroča napetost v tanki površinski plasti. Lava nenehno bruha iz lukenj in razpok v trdni kamnini. Poleg tega vulkani nenehno oddajajo curke majhnih kapljic žveplove kisline. Ponekod se debela lava, ki postopoma izteka, kopiči v obliki ogromnih luž, širokih do 25 km. Na drugih mestih ogromni mehurčki lave na površini tvorijo kupole, ki se nato zrušijo.

Kamnina, odkrita na površju Venere bogato s kalijem, uran in torij, kar v kopenskih razmerah ustreza sestavi ne primarnih vulkanskih kamnin, temveč sekundarnih, ki so bile podvržene eksogeni obdelavi. Na drugih mestih so na površini grobi drobljenci in kockasti material temnih kamnin z gostoto 2,7-2,9 g/cm in drugi elementi, značilni za bazalte. Tako se je izkazalo, da so površinske kamnine Venere enake tistim na Luni, Merkurju in Marsu, izbruhane magmatske kamnine osnovne sestave.

O notranji zgradbi Venere je malo znanega. Verjetno ima kovinsko jedro, ki zavzema 50 % polmera. Toda planet zaradi zelo počasnega vrtenja nima magnetnega polja.

Venera nikakor ni tako gostoljuben svet, kot naj bi bila nekoč. S svojo atmosfero ogljikovega dioksida, oblaki žveplove kisline in strašno vročino je popolnoma neprimerna za človeka. Pod težo teh informacij so se nekateri upi sesuli: navsezadnje so pred manj kot 20 leti mnogi znanstveniki menili, da je Venera bolj obetaven objekt za raziskovanje vesolja kot Mars.

S svojo atmosfero ogljikovega dioksida, oblaki žveplove kisline in strašno vročino je popolnoma neprimerna za človeka. Pod težo teh informacij so se nekateri upi sesuli: navsezadnje so pred manj kot 20 leti mnogi znanstveniki menili, da je Venera bolj obetaven objekt za raziskovanje vesolja kot Mars.

Splošne informacije.

Zemlja je tretji planet od Sonca v sončnem sistemu. Oblika Zemlje je blizu elipsoida, sploščena na polih in raztegnjena v ekvatorialnem območju. Povprečni polmer Zemlje je 6371,032 km, polarni - 6356,777 km, ekvatorialni - 6378,160 km. Teža - 5,976*1024 kg. Povprečna gostota Zemlje je 5518 kg/m³. Zemljina površina meri 510,2 milijona km², od tega je približno 70,8 % v Svetovnem oceanu. Njegova povprečna globina je približno 3,8 km, največja (Marianski jarek v Tihi ocean) je enako 11,022 km; prostornina vode je 1370 milijonov km³, povprečna slanost je 35 g/l. Kopno predstavlja 29,2 % in tvori šest celin in otokov. Nad morsko gladino se dviga povprečno za 875 m; najvišja višina(vrh Chomolungma v Himalaji) 8848 m gorovja zavzemajo več kot 1/3 kopnega. Puščave pokrivajo približno 20% kopenske površine, savane in gozdovi - približno 20%, gozdovi - približno 30%, ledeniki - več kot 10%. Več kot 10 % zemljišč zavzemajo kmetijska zemljišča.

Zemlja ima samo en satelit - Luno.

Zaradi edinstvenih, morda edinstvenih naravnih pogojev v vesolju, je Zemlja postala kraj, kjer je nastalo in se razvilo organsko življenje. Avtor: Po sodobnih kozmogoničnih predstavah je planet nastal pred približno 4,6 - 4,7 milijardami let iz protoplanetarnega oblaka, ki ga je zajela gravitacija Sonca. Nastajanje prve, najstarejše proučevane kamnine je trajalo 100-200 milijonov let. Pred približno 3,5 milijarde let so nastale razmere, ugodne za nastanek življenja. Homo sapiens (Homo sapiens) se je kot vrsta pojavil pred približno pol milijona let, nastanek sodobnega tipa človeka pa sega v čas umika prvega ledenika, torej pred približno 40 tisoč leti.

Gibanje.

Tako kot drugi planeti se giblje okoli Sonca po eliptični orbiti z ekscentričnostjo 0,017. Razdalja od Zemlje do Sonca na različnih točkah orbite ni enaka. Povprečna razdalja je približno 149,6 milijona km. Ko se naš planet giblje okoli Sonca, se ravnina zemeljskega ekvatorja premika vzporedno sama s seboj, tako da je na nekaterih delih orbite zemeljska obla nagnjena proti Soncu s svojo severno poloblo, na drugih pa z južno poloblo. Obdobje kroženja okoli Sonca je 365,256 dni, z dnevno rotacijo 23 ur 56 minut. Os vrtenja Zemlje se nahaja pod kotom 66,5º glede na ravnino njenega gibanja okoli Sonca.

Vzdušje .

Zemljino ozračje je sestavljeno iz 78 % dušika in 21 % kisika (drugih plinov je v ozračju zelo malo); je rezultat dolge evolucije pod vplivom geoloških, kemičnih in biološki procesi. Možno je, da je bila Zemljina prvotna atmosfera bogata z vodikom, ki je nato uhajal. Razplinjevanje podtalja je napolnilo ozračje z ogljikovim dioksidom in vodno paro. Toda para se je zgostila v oceanih, ogljikov dioksid pa je ostal ujet v karbonatne kamnine. Tako je dušik ostal v ozračju, kisik pa se je pojavil postopoma kot posledica življenjske aktivnosti biosfere. Še pred 600 milijoni let je bila vsebnost kisika v zraku 100-krat manjša kot danes.

Naš planet je obdan z ogromno atmosfero. Glede na temperaturo lahko sestavo in fizikalne lastnosti ozračja razdelimo na različne plasti. Troposfera je območje, ki leži med površjem Zemlje in nadmorsko višino 11 km. To je precej debela in gosta plast, ki vsebuje večino vodne pare v zraku. V njem se dogaja skoraj vse atmosferski pojavi, ki neposredno zanimajo prebivalce Zemlje. Troposfera vsebuje oblake, padavine itd. Plast, ki ločuje troposfero od naslednje plasti atmosfere, stratosfere, se imenuje tropopavza. To je območje zelo nizkih temperatur.

Sestava stratosfere je enaka troposferi, le da se v njej tvori in koncentrira ozon. Ionosfera, to je ionizirana plast zraka, nastane tako v troposferi kot v nižjih plasteh. Odraža visokofrekvenčne radijske valove.

Atmosferski tlak na gladini oceana je pri normalne razmere približno 0,1 MPa. Menijo, da se je zemeljsko ozračje v procesu evolucije močno spremenilo: obogateno s kisikom in pridobilo sodobno sestavo zaradi dolgotrajne interakcije s kamninami in s sodelovanjem biosfere, to je rastlinskih in živalskih organizmov. . Dokaz, da je do takšnih sprememb res prišlo, so na primer nahajališča premoga in debele plasti karbonatnih usedlin v sedimentnih kamninah, ki vsebujejo ogromne količine ogljika, ki je bil prej del zemeljske atmosfere v obliki ogljikovega dioksida in ogljikovega monoksida. Znanstveniki verjamejo, da je starodavna atmosfera nastala iz plinastih produktov vulkanskih izbruhov; njeni sestavi sodimo po kemična analiza vzorci plina, »zazidani« v votline starih kamnin. Raziskani vzorci, stari približno 3,5 milijarde let, vsebujejo približno 60 % ogljikovega dioksida, preostalih 40 % pa predstavljajo žveplove spojine, amoniak, klorovodik in fluorovodik. Dušik in inertni plini so bili najdeni v majhnih količinah. Ves kisik je bil kemično vezan.

Za biološke procese na Zemlji je zelo pomembna ozonosfera - ozonski plašč, ki se nahaja na nadmorski višini od 12 do 50 km. Območje nad 50-80 km se imenuje ionosfera. Atomi in molekule v tej plasti se pod vplivom sončnega sevanja intenzivno ionizirajo, predvsem ultravijolično sevanje. Če ne bi bilo ozonske plasti, bi tokovi sevanja dosegli površino Zemlje in povzročili uničenje živih organizmov, ki tam obstajajo. Končno je na razdaljah več kot 1000 km plin tako redčen, da trki med molekulami nimajo več pomembne vloge, atomi pa so več kot napol ionizirani. Na nadmorski višini okoli 1,6 in 3,7 zemeljskih polmerov sta prvi in ​​drugi pas sevanja.

Struktura planeta.

Glavno vlogo pri preučevanju notranje zgradbe Zemlje igrajo seizmične metode, ki temeljijo na preučevanju širjenja elastičnih valov (tako vzdolžnih kot prečnih), ki nastanejo med potresnimi dogodki - med naravnimi potresi in kot posledica eksplozije. Na podlagi teh študij je Zemlja konvencionalno razdeljena na tri regije: skorjo, plašč in jedro (v sredini). Zunanja plast - skorja - ima povprečno debelino približno 35 km. Glavne vrste zemeljske skorje so celinske (celinske) in oceanske; V prehodnem območju od celine do oceana se razvije vmesna vrsta skorje. Debelina skorje se spreminja v precej širokem razponu: oceanska skorja (vključno z vodno plastjo) je debela približno 10 km, medtem ko je debelina celinske skorje desetkrat večja. Površinski sedimenti zavzemajo približno 2 km debelo plast. Pod njimi je granitna plast (na celinah je debelina 20 km), spodaj pa približno 14 km (na celinah in oceanih) bazaltna plast (spodnja skorja). Gostota v središču Zemlje je približno 12,5 g/cm³. Povprečne gostote so: 2,6 g/cm³ - na površini Zemlje, 2,67 g/cm³ - za granit, 2,85 g/cm³ - za bazalt.

Zemljin plašč, imenovan tudi silikatna lupina, sega v globino od približno 35 do 2885 km. Od skorje ga loči ostra meja (t. i. Mohorovicheva meja), globlje od katere hitrosti vzdolžnih in prečnih elastičnih potresnih valov ter mehanska gostota skokovito narastejo. Gostota v plašču narašča z globino od približno 3,3 do 9,7 g/cm³. Obsežne litosferske plošče se nahajajo v skorji in (delno) v plašču. Njihova sekularna gibanja ne določajo le premikanja celin, ki pomembno vpliva na videz Zemlje, temveč vplivajo tudi na lokacijo potresnih območij na planetu. Druga meja, odkrita s potresnimi metodami (Gutenbergova meja) - med plaščem in zunanjim jedrom - se nahaja na globini 2775 km. Na njem je hitrost vzdolžni valovi pade s 13,6 km/s (v plašču) na 8,1 km/s (v jedru), hitrost strižnih valov pa se zmanjša s 7,3 km/s na nič. Slednje pomeni, da je zunanje jedro tekoče. Avtor: sodobne ideje zunanje jedro je sestavljeno iz žvepla (12 %) in železa (88 %). Nazadnje, na globinah, večjih od 5.120 km, seizmične metode razkrivajo prisotnost trdnega notranjega jedra, ki predstavlja 1,7 % Zemljine mase. Domnevno gre za zlitino železa in niklja (80 % Fe, 20 % Ni).

Gravitacijsko polje Zemlje z visoko natančnostjo opisuje Newtonov zakon univerzalne gravitacije. Gravitacijski pospešek nad zemeljsko površino določajo tako gravitacijske kot centrifugalne sile zaradi rotacije Zemlje. Gravitacijski pospešek na površini planeta je 9,8 m/s².

Zemlja ima tudi magnetno in električno polje. Magnetno polje nad zemeljskim površjem je sestavljeno iz stalnega (oz. zelo počasi spreminjajočega se) in spremenljivega dela; slednje običajno pripišemo spremembam v magnetnem polju. Glavno magnetno polje ima strukturo, ki je blizu dipolu. Zemljin magnetni dipolni moment, enak 7,98T10^25 enot SGSM, je usmerjen približno nasprotno od mehanskega, čeprav so trenutno magnetni poli nekoliko premaknjeni glede na geografske. Njihov položaj pa se sčasoma spreminja in čeprav so te spremembe precej počasne, se v geoloških časovnih obdobjih po paleomagnetnih podatkih zaznavajo celo magnetne inverzije, torej zamenjave polarnosti. Moč magnetnega polja na severnem in južnem magnetnem polu je 0,58 oziroma 0,68 Oe, na geomagnetnem ekvatorju pa približno 0,4 Oe.

Električno polje nad zemeljsko površino ima povprečno jakost okoli 100 V/m in je usmerjeno navpično navzdol – to je tako imenovano polje jasnega vremena, vendar to polje doživlja pomembne (tako periodične kot nepravilne) variacije.

Luna.

Luna je naravni satelit Zemlje in nam najbližje nebesno telo. Povprečna oddaljenost od Lune je 384.000 kilometrov, premer Lune je približno 3476 km. Povprečna gostota Lune je 3,347 g/cm³ ali približno 0,607 povprečne gostote Zemlje. Masa satelita je 73 trilijonov ton. Gravitacijski pospešek na površini Lune je 1,623 m/s².

Luna se giblje okoli Zemlje s povprečno hitrostjo 1,02 km/s po približno eliptični orbiti v isti smeri, v kateri se giblje velika večina drugih teles v Osončju, to je v nasprotni smeri urinega kazalca, če gledamo Lunino orbito z Severni pol. Obdobje kroženja Lune okoli Zemlje, tako imenovani zvezdni mesec, je enako 27,321661 povprečnih dni, vendar je podvrženo rahlim nihanjem in zelo majhnemu sekularnemu zmanjšanju.

Lunina površina, ki ni zaščitena z atmosfero, se podnevi segreje do +110 °C in ponoči ohladi do -120 °C, vendar, kot so pokazala radijska opazovanja, ta velika temperaturna nihanja prodrejo le nekaj decimetrov. globoko zaradi izjemno šibke toplotne prevodnosti površinskih plasti.

Relief lunine površine je bil v glavnem razjasnjen zaradi dolgoletnih teleskopskih opazovanj. »Lunarna morja«, ki zavzemajo približno 40 % vidne površine Lune, so ravne nižine, ki jih sekajo razpoke in nizki vijugasti grebeni; V morjih je relativno malo velikih kraterjev. Mnoga morja so obdana s koncentričnimi obročastimi grebeni. Preostala, svetlejša površina je prekrita s številnimi kraterji, obročastimi grebeni, žlebovi ipd.

Mars.

Splošne informacije.

Mars je četrti planet sončnega sistema. Mars - iz grškega "Mas" - moška moč - bog vojne. Po glavnem telesne lastnosti Mars spada med zemeljske planete. V premeru je skoraj polovica velikosti Zemlje in Venere. Povprečna oddaljenost od Sonca je 1,52 AU. Ekvatorialni radij je 3380 km. Povprečna gostota planeta je 3950 kg/m³. Mars ima dva satelita - Phobos in Deimos.

Vzdušje.

Planet je ovit v plinasto lupino – atmosfero, ki ima nižjo gostoto od zemeljske. Tudi v globokih depresijah Marsa, kjer je atmosferski tlak največji, je ta približno 100-krat manjši kot na površju Zemlje, na ravni Marsovih gorskih vrhov pa 500-1000-krat manjši. Po sestavi je podobna atmosferi Venere in vsebuje 95,3 % ogljikovega dioksida s primesmi 2,7 % dušika, 1,6 % argona, 0,07 % ogljikovega monoksida, 0,13 % kisika in približno 0,03 % vodne pare, katere vsebnost se spreminja, ter primesi neon, kripton, ksenon.

Povprečna temperatura na Marsu je občutno nižja kot na Zemlji, približno -40° C. V najbolj ugodnih razmerah poleti se na dnevni polovici planeta zrak segreje do 20° C - povsem sprejemljiva temperatura za prebivalce Zemlje. Toda v zimski noči lahko zmrzal doseže -125 ° C. Tako ostre spremembe temperature nastanejo zaradi dejstva, da tanka atmosfera Marsa ne more dolgo zadržati toplote.

Na površini planeta pogosto pihajo močni vetrovi, katerih hitrost doseže 100 m / s. Nizka gravitacija omogoča, da tudi tanki zračni tokovi dvignejo ogromne oblake prahu. Včasih so precej velika območja na Marsu prekrita z ogromnimi prašnimi nevihtami. Od septembra 1971 do januarja 1972 je divjala svetovna prašna nevihta, ki je v ozračje dvignila okoli milijardo ton prahu v višino več kot 10 km.

V atmosferi Marsa je zelo malo vodne pare, vendar je pri nizkem tlaku in temperaturi v stanju blizu nasičenosti in se pogosto zbira v oblakih. Marsovski oblaki so precej neizraziti v primerjavi s kopenskimi, čeprav imajo različne oblike in vrste: cirusi, valoviti, zavetrni (v bližini velikih gora in pod pobočji velikih kraterjev, na mestih, zaščitenih pred vetrom). V hladnih obdobjih dneva je nad nižinami, kanjoni, dolinami in na dnu kraterjev pogosto megla.

Kot kažejo fotografije ameriških pristajalnih postaj Viking 1 in Viking 2, je marsovsko nebo v jasnem vremenu rožnate barve, kar je razloženo z razpršitvijo sončne svetlobe na delcih prahu in osvetlitvijo meglice z oranžno površino planeta. . V odsotnosti oblakov je plinska lupina Marsa veliko bolj pregledna od zemeljske, tudi za ultravijolične žarke, ki so nevarni za žive organizme.

letni časi.

Sončev dan na Marsu traja 24 ur in 39 minut. 35 s. Velik naklon ekvatorja glede na orbitalno ravnino vodi v dejstvo, da so v nekaterih delih orbite pretežno severne zemljepisne širine Marsa osvetljene in ogrevane s Soncem, v drugih pa južne, to je sprememba letnih časov. pojavi. Marsovo leto traja približno 686,9 dni. Menjava letnih časov na Marsu poteka na enak način kot na Zemlji. Sezonske spremembe so najbolj izrazite v polarnih območjih. Pozimi polarne kape zasedajo precejšnjo površino. Meja severne polarne kape se lahko odmakne od pola za tretjino razdalje od ekvatorja, meja južne kape pa pokriva polovico te razdalje. Ta razlika je posledica dejstva, da na severni polobli zima nastopi, ko gre Mars skozi perihelij svoje orbite, na južni polobli pa, ko gre skozi afel. Zaradi tega je zima na južni polobli hladnejša kot na severni. Eliptičnost Marsove orbite vodi do znatnih razlik v podnebju severne in južne poloble: na srednjih zemljepisnih širinah so zime hladnejše in poletja toplejša kot na severni, vendar krajša kot na severni polobli Marsa se severna polarna kapa hitro zmanjša, vendar v tem času raste druga - blizu južnega pola, kjer pride zima. Konec 19. in v začetku 20. stoletja je veljalo, da so polarne kape Marsa ledeniki in sneg. Po sodobnih podatkih sta obe polarni kapi planeta - severna in južna - sestavljeni iz trdnega ogljikovega dioksida, to je suhega ledu, ki nastane, ko ogljikov dioksid, ki je del Marsove atmosfere, zamrzne, in vodnega ledu, pomešanega z mineralnim prahom. .

Struktura planeta.

Zaradi majhne mase je gravitacija na Marsu skoraj trikrat manjša kot na Zemlji. Trenutno je struktura gravitacijskega polja Marsa podrobno raziskana. Kaže na rahlo odstopanje od enotne porazdelitve gostote na planetu. Jedro ima lahko polmer do polovice polmera planeta. Očitno je sestavljen iz čistega železa ali zlitine Fe-FeS (železo-železov sulfid) in morda vodika, raztopljenega v njih. Očitno je jedro Marsa delno ali popolnoma tekoče.

Mars bi moral imeti debelo skorjo, debelo 70-100 km. Med jedrom in skorjo je silikatni plašč, obogaten z železom. Rdeči železovi oksidi, ki so prisotni v površinskih kamninah, določajo barvo planeta. Zdaj se Mars še naprej ohlaja.

Seizmična aktivnost planeti so šibki.

Površina.

Površina Marsa na prvi pogled spominja na luno. Vendar pa je v resnici njegov relief zelo raznolik. V dolgi geološki zgodovini Marsa so njegovo površje spremenili vulkanski izbruhi in potresi. Globoke brazgotine na obrazu boga vojne so pustili meteoriti, veter, voda in led.

Površje planeta je sestavljeno iz dveh nasprotujočih si delov: starodavnih višav, ki pokrivajo južno poloblo, in mlajših nižin, skoncentriranih na severnih zemljepisnih širinah. Poleg tega izstopata dve veliki vulkanski regiji – Elysium in Tharsis. Višinska razlika med gorskim in nižinskim predelom doseže 6 km. Zakaj se različna področja tako razlikujejo med seboj, še vedno ni jasno. Morda je ta delitev povezana z zelo dolgotrajno katastrofo - padcem velikega asteroida na Mars.

Visokogorski del je ohranil sledove aktivnega meteoritskega obstreljevanja, ki se je zgodilo pred približno 4 milijardami let. Meteorski kraterji pokrivajo 2/3 površine planeta. Na starem visokogorju jih je skoraj toliko kot na Luni. Toda številnim marsovskim kraterjem je uspelo "izgubiti svojo obliko" zaradi vremenskih vplivov. Nekatere od njih so očitno nekoč odplaknili potoki vode. Severne ravnice so videti povsem drugače. Pred 4 milijardami let je bilo na njih veliko meteoritskih kraterjev, nato pa jih je že omenjeni katastrofalni dogodek izbrisal s 1/3 površine planeta in njegov relief na tem območju se je začel oblikovati na novo. Posamezni meteoriti so tja padli pozneje, na splošno pa je na severu malo udarnih kraterjev.

Videz te poloble je določila vulkanska aktivnost. Nekatere ravnice so v celoti prekrite s starodavnimi magmatskimi kamninami. Tokovi tekoče lave so se širili po površini, se strjevali in po njih so tekli novi tokovi. Te okamenele "reke" so skoncentrirane okoli velikih vulkanov. Na koncih lavinih jezikov opazimo strukture, podobne kopenskim sedimentnim kamninam. Verjetno, ko so vroče magmatske mase stopile plasti podzemnega ledu, so na površini Marsa nastala precej velika vodna telesa, ki so se postopoma posušila. Medsebojno delovanje lave in podzemnega ledu je povzročilo tudi pojav številnih utorov in razpok. V nižinskih predelih severne poloble, daleč od vulkanov, so peščene sipine. Še posebej veliko jih je v bližini severne polarne kape.

Obilje vulkanskih pokrajin kaže na to, da je Mars v daljni preteklosti doživel precej burno geološko dobo, ki se je najverjetneje končala pred približno milijardo let. Najbolj aktivni procesi so se zgodili v regijah Elysium in Tharsis. Nekoč so bili dobesedno iztisnjeni iz črevesja Marsa in se zdaj dvigajo nad njegovo površino v obliki ogromnih oteklin: Elysium je visok 5 km, Tharsis je visok 10 km. Okoli teh oteklin so zgoščeni številni prelomi, razpoke in grebeni - sledovi starodavnih procesov v Marsovi skorji. Najbolj ambiciozen sistem več kilometrov globokih kanjonov, Valles Marineris, se začne na vrhu gorovja Tharsis in se razteza 4 tisoč kilometrov proti vzhodu. V osrednjem delu doline njegova širina doseže nekaj sto kilometrov. V preteklosti, ko je bila Marsova atmosfera gostejša, je lahko voda tekla v kanjone in v njih ustvarjala globoka jezera.

Vulkani na Marsu so izjemni pojavi po zemeljskih merilih. Toda tudi med njimi izstopa vulkan Olimp, ki se nahaja na severozahodu gorovja Tharsis. Premer vznožja te gore doseže 550 km, višina pa 27 km, tj. je trikrat večji od Everesta, najvišji vrh Zemlja. Olimp je okronan z ogromnim 60-kilometrskim kraterjem. Vzhodno od najvišjega dela gorovja Tharsis so odkrili še en vulkan, Alba. Čeprav se po višini ne more kosati z Olimpom, je njegov osnovni premer skoraj trikrat večji.

Ti vulkanski stožci so bili rezultat tihih izlivov zelo tekoče lave, ki je po sestavi podobna lavi kopenskih vulkanov na Havajskih otokih. Sledi vulkanskega pepela na pobočjih drugih gora kažejo, da so se na Marsu včasih zgodili katastrofalni izbruhi.

V preteklosti je imela tekoča voda ogromno vlogo pri oblikovanju Marsove topografije. Na prvih stopnjah študije se je astronomom Mars zdel puščavski in brezvodni planet, ko pa so površje Marsa fotografirali od blizu, se je izkazalo, da so v starem visokogorju pogosto žlebovi, za katere se je zdelo, da so ostali. s tekočo vodo. Nekatere so videti, kot da so jih pred mnogimi leti prebili viharni, deroči potoki. Včasih se raztezajo več sto kilometrov. Nekateri od teh "tokov" so precej stari. Druge doline so zelo podobne strugam mirnih zemeljskih rek. Svoj videz verjetno dolgujejo taljenju podzemnega ledu.

nekaj dodatne informacije o Marsu nam uspe dobiti posredne metode na podlagi študij njegovih naravnih satelitov - Fobosa in Deimosa.

Marsovi sateliti.

Marsove lune je 11. in 17. avgusta 1877 med velikim nasprotovanjem odkril ameriški astronom Asaph Hall. Sateliti so prejeli takšna imena iz grške mitologije: Phobos in Deimos - sinova Aresa (Marsa) in Afrodite (Venera), sta vedno spremljala svojega očeta. Prevedeno iz grščine "phobos" pomeni "strah", "deimos" pa "groza".

Fobos. Deimos.

Oba Marsova satelita se gibljeta skoraj točno v ravnini ekvatorja planeta. S pomočjo vesoljskega plovila je bilo ugotovljeno, da imata Phobos in Deimos nepravilne oblike in v svojem orbitalnem položaju ostanejo vedno obrnjeni proti planetu z isto stranjo. Dimenzije Fobosa so približno 27 km, Deimos pa približno 15 km. Površina Marsovih lun je sestavljena iz zelo temnih mineralov in prekrita s številnimi kraterji. Eden od njih, na Fobosu, ima premer približno 5,3 km. Kraterji so verjetno nastali z obstreljevanjem meteorita; izvor sistema vzporednih žlebov ni znan. Kotna hitrost Fobosovega orbitalnega gibanja je tako visoka, da prehiteva osno rotacijo planeta, za razliko od drugih svetilk vzhaja na zahodu in zahaja na vzhodu.

Iskanje življenja na Marsu.

Na Marsu se že dolgo iščejo oblike nezemeljskega življenja. Pri raziskovanju planeta z vesoljskim plovilom Viking so izvedli tri kompleksne biološke poskuse: razgradnjo pirolize, izmenjavo plinov in razgradnjo etikete. Temeljijo na izkušnjah preučevanja zemeljskega življenja. Eksperiment pirolizne razgradnje je temeljil na določanju procesov fotosinteze, ki vključuje ogljik, eksperiment razgradnje oznak je temeljil na predpostavki, da je voda potrebna za obstoj, eksperiment izmenjave plinov pa je upošteval, da mora življenje na Marsu uporabljati vodo kot topilo. Čeprav so vsi trije biološki poskusi dali pozitiven rezultat, so verjetno nebiološke narave in jih je mogoče razložiti z anorganskimi reakcijami hranilne raztopine s snovjo marsovske narave. Torej lahko povzamemo, da je Mars planet, ki nima pogojev za nastanek življenja.

Zaključek

Seznanili smo se s trenutnim stanjem našega planeta in planetov zemeljske skupine. Prihodnost našega planeta in pravzaprav celotnega planetarnega sistema, če se ne zgodi nič nepričakovanega, se zdi jasna. Verjetnost, da bo vzpostavljeni red planetarnega gibanja zmotila kakšna potujoča zvezda, je majhna, celo v nekaj milijardah let. V bližnji prihodnosti ne moremo pričakovati večjih sprememb v pretoku sončne energije. Verjetno se lahko ponovijo ledene dobe. Človek lahko spremeni podnebje, a pri tem lahko naredi napako. V naslednjih obdobjih se bodo celine dvigale in padale, vendar upamo, da se bodo procesi odvijali počasi. Občasno so možni močni udarci meteoritov.

Ampak večinoma sončni sistem bo ohranila sodoben videz.

Načrtujte.

1. Uvod.

2. Živo srebro.

3. Venera.

6. Zaključek.

7. Literatura.

Planet Merkur.

Merkurjeva površina.

Planet Venera.

Venerino površje.

Planet Zemlja.

Površje Zemlje.

Planet Mars.

Površje Marsa.

domov » Skupine » Skupina Zemlje. Povzetek: Zemeljski planeti