Informations sur les planètes telluriques. La structure et la vie de l'univers. Recherches en cours sur les planètes terrestres

En étudiant notre système solaire pendant de nombreux siècles, les astronomes ont également beaucoup appris sur les types de planètes qui existent dans notre Univers. Grâce à la découverte d’exoplanètes, ces connaissances se sont considérablement élargies : beaucoup de ces planètes sont similaires à celle que nous habitons. Certes, « similaire » ne signifie pas une identité exacte : parmi les nombreuses planètes découvertes, des centaines sont considérées comme des géantes gazeuses et des centaines sont considérées comme « semblables à la Terre ». On les appelle également planètes telluriques, et cette désignation en dit long sur la planète.

Qu'est-ce qu'une planète tellurique ? Également connues sous le nom de planètes solides, ce sont des corps célestes composés principalement de roches silicatées et de métaux et possédant une surface solide. Cela les distingue des géantes gazeuses, qui sont principalement constituées de gaz comme l’hydrogène et l’hélium, d’eau et d’éléments lourds dans divers états.

Les planètes telluriques ont une structure et une composition similaires à celles de la planète Terre.

Composition et caractéristiques

Toutes les planètes telluriques ont à peu près la même structure : un noyau métallique central constitué principalement de fer, entouré d'un manteau silicaté. Ces planètes présentent des caractéristiques de surface similaires, notamment des canyons, des cratères, des montagnes, des volcans et d'autres structures dépendant de la présence d'eau et de l'activité tectonique.

Les planètes terrestres ont également des atmosphères secondaires créées lors d’une activité volcanique ou d’impacts de comètes. Cela les distingue également des géantes gazeuses, dont l'atmosphère planétaire est primordiale et capturée directement à partir de la nébuleuse solaire d'origine.

Les planètes terrestres sont également connues pour avoir peu ou pas de lunes. Vénus et Mercure n'ont pas de satellites, la Terre n'en a qu'un. Mars en a deux – Phobos et Deimos – mais ils ressemblent plus à de gros astéroïdes qu'à de vrais satellites. Contrairement aux géantes gazeuses, les planètes telluriques ne possèdent pas non plus de système d'anneaux planétaires.

Planètes terrestres du système solaire

Toutes les planètes découvertes dans le système solaire interne – Mercure, Vénus, la Terre et Mars – sont d’éminents représentants du groupe terrestre. Tous sont constitués principalement de roches silicatées et de métaux, répartis entre un noyau métallique dense et un manteau silicaté. La Lune est semblable à ces planètes, mais son noyau de fer est beaucoup plus petit.

Io et Europa sont également des satellites dont la structure est similaire à celle des planètes telluriques. La modélisation de la composition d'Io a montré que le manteau lunaire est composé presque entièrement de roches silicatées et de fer, entourant un noyau de fer et de sulfure de fer. Europe, quant à elle, possède un noyau de fer entouré d’une couche externe d’eau.

Les planètes naines comme Cérès et Pluton, ainsi que d'autres gros astéroïdes, ressemblent aux planètes terrestres dans la mesure où elles ont une surface rocheuse. Cependant, ils sont davantage constitués de glace que de pierre.

Exoplanètes terrestres

La plupart des planètes découvertes en dehors du système solaire sont des géantes gazeuses, car elles sont les plus faciles à détecter. Mais depuis 2005, des centaines d’exoplanètes terrestres potentielles ont été découvertes, en grande partie grâce à la mission spatiale Kepler. La plupart des planètes sont connues sous le nom de « super-Terres » (c'est-à-dire des planètes dont la masse est comprise entre la Terre et Neptune).

Exemples d'exoplanètes terrestres, une planète avec une masse de 7 à 9 terrestres. Cette planète orbite autour de l’étoile naine rouge Gliese 876, située à 15 années-lumière de la Terre. L'existence de trois (ou quatre) exoplanètes terrestres a également été confirmée entre 2007 et 2010 dans le système de Gliese 581, une autre naine rouge située à environ 20 années-lumière de la Terre.

Le plus petit d'entre eux, Gliese 581 e, ne pèse que 1,9 fois la masse de la Terre, mais orbite trop près de l'étoile. Les deux autres, Gliese 581 c et Gliese 581 d, ainsi que la quatrième planète proposée, Gliese 581 g, sont plus massives et orbitent à l'intérieur de l'étoile. Si cette information se confirme, le système deviendra intéressant pour la présence de planètes telluriques potentiellement habitables.

La première exoplanète terrestre confirmée, Kepler-10b, une planète de masse 3-4 terrestre située à 460 années-lumière de la Terre, a été découverte en 2011 par la mission Kepler. La même année, l’Observatoire spatial Kepler publiait une liste de 1 235 candidats exoplanétaires, dont six « super-Terres » situées dans la zone potentiellement habitable de leur étoile.

Depuis lors, Kepler a découvert des centaines de planètes dont la taille varie de la Lune à la grande Terre, et encore plus de candidates au-delà de ces tailles.

Les scientifiques ont proposé plusieurs catégories pour classer les planètes telluriques. Planètes silicatées- Il s'agit du type standard de planète tellurique dans le système solaire, constitué principalement d'un manteau solide silicaté et d'un noyau métallique (fer).

Planètes de fer est un type théorique de planète tellurique composée presque entièrement de fer, elle est donc plus dense et a un rayon plus petit que les autres planètes de masse comparable. On pense que ces types de planètes se forment dans des régions à haute température proches de l’étoile, où le disque protoplanétaire est riche en fer. Mercure peut être un exemple d'un tel groupe : il s'est formé près du Soleil et possède un noyau métallique qui équivaut à 60 à 70 % de la masse planétaire.

Planètes sans noyau- un autre type théorique de planètes telluriques : elles sont composées de roches silicatées, mais ne possèdent pas de noyau métallique. En d’autres termes, les planètes sans noyau sont à l’opposé d’une planète de fer. On pense que les planètes sans noyau se forment plus loin de l’étoile, où l’oxydant volatil est plus abondant. Et bien que nous n'ayons pas de telles planètes, il existe de nombreuses chondrites - des astéroïdes.

Enfin il y a planètes carbonées(appelées « planètes diamant »), une classe théorique de planètes constituées d'un noyau métallique entouré principalement de minéraux à base de carbone. Encore une fois, il n’existe pas de telles planètes dans le système solaire, mais il existe une abondance d’astéroïdes riches en carbone.

Jusqu'à récemment, tout ce que les scientifiques savaient sur les planètes - y compris comment elles se sont formées et quels types il en existait - provenait de l'étude de notre propre système solaire. Mais avec le développement de la recherche sur les exoplanètes, qui a connu un essor considérable au cours des dix dernières années, notre connaissance des planètes a considérablement augmenté.

D’une part, nous avons compris que la taille et l’échelle des planètes sont bien plus grandes qu’on ne le pensait auparavant. De plus, c’est la première fois que nous voyons de nombreuses planètes semblables à la Terre (qui peuvent également être habitables) exister dans d’autres systèmes solaires.

Qui sait ce que nous trouverons lorsque nous pourrons envoyer des sondes et des missions habitées sur d’autres planètes telluriques ?

Les planètes appartenant au groupe terrestre - Mercure, Vénus, Terre, Mars - ont de petites tailles et masses, la densité moyenne de ces planètes est plusieurs fois supérieure à la densité de l'eau ; ils tournent lentement autour de leurs axes ; ils ont peu de satellites (Mercure et Vénus n'en ont pas du tout, Mars en a deux minuscules, la Terre en a un).

Des similitudes et des différences sont également révélées lors de l'étude des atmosphères des planètes telluriques S.G. Khoroshavin. Concepts des sciences naturelles modernes. Cours magistral - Rostov-sur-le-Don, 2006.

Mercure

Mercure est la quatrième planète la plus brillante : à sa luminosité maximale, elle est presque aussi brillante que Sirius, seules Vénus, Mars et Jupiter sont plus brillantes qu'elle. Cependant, Mercure est un objet très difficile à observer en raison de sa petite orbite et donc de sa proximité avec le Soleil. À l’œil nu, Mercure est un point lumineux, mais dans un télescope puissant, elle ressemble à un croissant ou à un cercle incomplet. Les changements dans l'apparence (phases) de la planète au fil du temps montrent que Mercure est une boule, éclairée par le Soleil d'un côté et complètement sombre de l'autre. Le diamètre de cette boule est de 4870 km.

Mercure tourne lentement autour de son axe, toujours face au Soleil d'un côté. Ainsi, la période de révolution autour du Soleil (année mercurienne) est d'environ 88 jours terrestres, et la période de rotation autour de son axe est de 58 jours. Il s'avère qu'une année s'écoule du lever au coucher du soleil sur Mercure, soit 88 jours terrestres. En effet, la surface de Mercure ressemble à bien des égards à la surface de la Lune, même si l’on ne sait pas s’il existe réellement des mers et des cratères à la surface de Mercure. Mercure a une densité relativement élevée parmi les planètes du système solaire – environ 5,44 g/cm3. Les scientifiques suggèrent que cela est dû à la présence d'un noyau métallique massif (vraisemblablement constitué de fer en fusion d'une densité allant jusqu'à 10 g/cm3, ayant une température d'environ 2 000 K), contenant plus de 60 % de la masse de la planète et entouré d'un manteau silicaté et probablement d'une croûte de 60 à 100 km d'épaisseur.

Vénus

Vénus est observée à la fois comme « étoile du soir » et comme « étoile du matin » - Hespérus et Phosphore, comme on l'appelait dans le monde antique. Après le Soleil et la Lune, Vénus est le corps céleste le plus brillant et, la nuit, les objets éclairés par elle peuvent projeter des ombres. Vénus est aussi la planète la plus proche de la Terre. On l'appelle même « la sœur de la Terre ». En effet, le rayon de Vénus est quasiment égal à celui de la Terre (0,95), sa masse est 0,82 de celle de la Terre. Vénus a été assez bien étudiée par les gens - le vaisseau spatial soviétique de la série Venus et les Mariners américains se sont approchés de la planète. Vénus tourne autour du Soleil en 224,7 jours terrestres, mais, contrairement à Mercure, rien d'intéressant n'est lié à ce chiffre. Un fait très intéressant est associé à la période de rotation de la planète elle-même autour de son axe - 243 jours terrestres (dans le sens opposé) et à la période de rotation de la puissante atmosphère vénusienne, qui fait une révolution complète autour de la planète en.. . 4 jours! Cela correspond à une vitesse du vent à la surface de Vénus de 100 m/s soit 360 km/h ! Son atmosphère a été découverte pour la première fois par M.V. Lomonossov en 1761 lors du passage de la planète sur le disque solaire. La planète est enveloppée d’une épaisse couche de nuages ​​blancs qui cachent sa surface. La présence de nuages ​​​​épais dans l'atmosphère de Vénus, probablement constitués de cristaux de glace, explique la haute réflectivité de la planète : 60 % de la lumière solaire incidente y est réfléchie. Les scientifiques modernes ont établi que l'atmosphère vénusienne est composée à 96 % de dioxyde de carbone CO2. L'azote (près de 4 %), l'oxygène, la vapeur d'eau, les gaz rares, etc. (tous à moins de 0,1 %) sont également présents ici. La base de l'épaisse couche nuageuse, située à une altitude de 50 à 70 km, est constituée de petites gouttes d'acide sulfurique avec une concentration de 75 à 80 % (le reste est constitué d'eau, activement « absorbée » par les gouttelettes d'acide). Il y a des volcans actifs sur Vénus, car on sait de manière fiable que l'activité sismique et tectonique sur Vénus a été très active relativement récemment. La structure interne de cette pseudo-jumelle de la Terre est également similaire à la structure de notre planète.

Terre

Notre terre nous paraît si grande, si solide et si importante que nous avons tendance à oublier la humble place qu'elle occupe dans la famille des planètes du système solaire. Certes, la Terre possède encore une atmosphère assez épaisse recouvrant une fine couche d’eau hétérogène, et même un satellite titulaire d’un diamètre d’environ la moitié de son diamètre. Cependant, ces signes particuliers de la Terre ne peuvent guère servir de base suffisante à notre « égocentrisme » cosmique. Mais étant un petit corps astronomique, la Terre est la planète la plus familière pour nous. Rayon du globe R=6378 km. La rotation du globe explique très naturellement le changement de jour et de nuit, le lever et le coucher des étoiles. Certains scientifiques grecs ont également deviné le mouvement annuel de la Terre autour du Soleil. Le mouvement annuel de la Terre déplace l'observateur et provoque ainsi un déplacement visible des étoiles les plus proches par rapport aux étoiles les plus éloignées. À proprement parler, le centre de gravité du système Terre-Lune, appelé barycentre, se déplace autour du Soleil ; La Terre et la Lune décrivent leurs orbites autour de ce centre au cours du mois.

Nos idées sur la structure interne et l'état physique des entrailles du globe s'appuient sur diverses données, parmi lesquelles les données sismologiques (la science des tremblements de terre et les lois de propagation des ondes élastiques dans le globe) sont essentielles. L'étude de la propagation des ondes élastiques dans le globe, apparaissant lors de tremblements de terre ou de puissantes explosions, a permis de découvrir et d'étudier la structure en couches de l'intérieur de la Terre.

L'océan aérien qui entoure la Terre - son atmosphère - est le lieu dans lequel se déroulent divers phénomènes météorologiques. L'atmosphère terrestre est principalement composée d'azote et d'oxygène.

L'atmosphère terrestre est classiquement divisée en cinq couches : la troposphère, la stratosphère, la mésosphère, l'ionosphère et l'exosphère. L'hydrosphère, ou océan mondial, dont la surface est 2,5 fois plus grande que la superficie des terres émergées, a une grande influence sur de nombreux processus se déroulant sur notre planète. Le globe possède un champ magnétique. En dehors des couches denses de l’atmosphère, elle est entourée de nuages ​​invisibles de particules de haute énergie se déplaçant très rapidement. Ce sont ce qu’on appelle les ceintures de radiations. La structure et les propriétés de la surface de notre planète, ses coquilles et ses ceintures intérieures, de champ magnétique et de rayonnement sont étudiées par un complexe de sciences géophysiques.

Mars

Lorsque la station américaine Mariner 4 a pris pour la première fois des photos de Mars à courte distance en 1965, ces photographies ont fait sensation. Les astronomes étaient prêts à voir tout sauf le paysage lunaire. C'est sur Mars que ceux qui voulaient trouver la vie dans l'espace avaient des espoirs particuliers. Mais ces aspirations ne se sont pas réalisées - Mars s'est avéré sans vie. Selon les données modernes, le rayon de Mars est presque la moitié de celui de la Terre (3 390 km) et Mars est dix fois moins massive que la Terre. Cette planète tourne autour du Soleil en 687 jours terrestres (1,88 ans). Les jours solaires sur Mars sont presque égaux à ceux sur Terre - 24 heures 37 minutes, et l'axe de rotation de la planète est incliné de 25 par rapport au plan orbital), ce qui permet de conclure que le cycle est similaire à celui de la Terre (pour la Terre il y a 23 saisons.

Mais tous les rêves des scientifiques sur la présence de vie sur la planète rouge se sont évanouis après l'établissement de la composition de l'atmosphère de Mars. Pour commencer, il convient de noter que la pression à la surface de la planète est 160 fois inférieure à la pression de l’atmosphère terrestre. Et il est composé à 95 % de dioxyde de carbone, contient près de 3 % d'azote, plus de 1,5 % d'argon, environ 1,3 % d'oxygène, 0,1 % de vapeur d'eau, du monoxyde de carbone est également présent, des traces de krypton et de xénon ont été trouvées. Bien entendu, aucune vie ne peut exister dans une atmosphère aussi raréfiée et inhospitalière.

La température annuelle moyenne sur Mars est d'environ -60°C ; les changements de température au cours de la journée provoquent de violentes tempêtes de poussière, au cours desquelles d'épais nuages ​​de sable et de poussière s'élèvent jusqu'à 20 km de hauteur. La composition du sol martien a finalement été révélée lors des études des atterrisseurs américains Viking 1 et Viking 2. L'éclat rougeâtre de Mars est causé par l'abondance d'oxyde de fer III (ocre) dans ses roches superficielles. Le relief de Mars est très intéressant. Il y a ici des zones sombres et claires, comme sur la Lune, mais contrairement à la Lune, sur Mars le changement de couleur de la surface n'est pas associé à un changement d'altitude : les zones claires et sombres peuvent être à la même altitude.

Jusqu’à présent, les scientifiques ne connaissent pas la nature du cataclysme qui a provoqué des changements climatiques globaux sur Mars, conduisant aux conditions modernes.

Pluton - ils ont tous de petites masses et tailles, leur densité moyenne est plusieurs fois supérieure à la densité de l'eau ; ils sont capables de tourner lentement autour de leurs propres axes ; ils ont un petit nombre de satellites (Mars en a deux, la Terre n'en a qu'un et Vénus et Mercure n'en ont pas du tout).

La similitude des planètes du groupe terrestre n'exclut pas certaines différences. Par exemple, Vénus tourne dans le sens opposé à son mouvement autour du Soleil, et deux cent quarante-trois fois plus lentement que la Terre. La période de rotation de Mercure (c'est-à-dire l'année de cette planète) n'est qu'un tiers plus longue que la période de sa rotation autour de son axe.

L'angle d'inclinaison de l'axe par rapport aux plans orbitaux de Mars et de la Terre est à peu près le même, mais complètement différent pour Vénus et Mercure. Tout comme la Terre, il y a des saisons, ce qui signifie que Mars aussi, bien que presque deux fois plus longues que la Terre.

Peut-être que la lointaine Pluton, la plus petite des neuf planètes, peut également être classée comme planète tellurique. Le diamètre habituel de Pluton était supérieur à deux mille kilomètres. Seul le diamètre du satellite Charon de Pluton n'est que 2 fois plus petit. Par conséquent, ce n’est pas un fait que le système Pluton-Charon, comme le système Terre, soit une planète double.

Des similitudes et des différences se retrouvent également dans les atmosphères des planètes telluriques. Vénus et Mars ont une atmosphère, contrairement à Mercure, qui, cependant, comme la Lune, en est pratiquement dépourvue. Vénus possède une atmosphère assez dense, composée principalement de composés soufrés et de dioxyde de carbone. L'atmosphère de Mars, au contraire, est trop raréfiée et très pauvre en azote et en oxygène. La pression à la surface de Vénus est presque cent fois supérieure, tandis que sur Mars, elle est près de cent cinquante fois inférieure à celle de la Terre.

La chaleur à la surface de Vénus est assez élevée (environ cinq cents degrés Celsius) et reste presque la même tout le temps. La température élevée des surfaces de Vénus est déterminée par l'effet de serre. L'atmosphère épaisse et dense libère les rayons du Soleil, mais piège le rayonnement infrarouge thermique provenant des surfaces chauffées. Le gaz dans l’atmosphère d’une planète tellurique est en mouvement constant. Souvent, lors d'une tempête de poussière qui dure plus d'un mois, une grande quantité de poussière s'élève dans l'atmosphère de Mars.

Introduction

Parmi les nombreux corps célestes étudiés par l'astronomie moderne, les planètes occupent une place particulière. Après tout, nous savons tous bien que la Terre sur laquelle nous vivons est une planète, les planètes sont donc des corps fondamentalement similaires à notre Terre.

Mais dans le monde des planètes, nous n’en trouverons même pas deux complètement semblables. La diversité des conditions physiques sur les planètes est très grande. La distance de la planète au Soleil (et donc la quantité de chaleur solaire et la température de surface), sa taille, la tension de gravité à la surface, l'orientation de l'axe de rotation, qui détermine le changement des saisons, la présence et la composition de l'atmosphère, la structure interne et bien d'autres propriétés sont différentes pour chacune des neuf planètes du système solaire.

En parlant de la variété des conditions sur les planètes, nous pouvons mieux comprendre les lois de leur développement et découvrir leur relation entre certaines propriétés des planètes. Ainsi, par exemple, sa capacité à retenir une atmosphère d'une composition ou d'une autre dépend de la taille, de la masse et de la température de la planète, et la présence d'une atmosphère affecte à son tour le régime thermique de la planète.

Comme le montre l'étude des conditions dans lesquelles l'origine et le développement ultérieur de la matière vivante sont possibles, ce n'est que sur les planètes que nous pouvons rechercher des signes de l'existence d'une vie organique. C’est pourquoi l’étude des planètes, en plus d’être d’intérêt général, revêt une grande importance du point de vue de la biologie spatiale.

L'étude des planètes est d'une grande importance, outre l'astronomie, pour d'autres domaines scientifiques, principalement les sciences de la Terre - géologie et géophysique, ainsi que pour la cosmogonie - la science de l'origine et du développement des corps célestes, y compris notre Terre.

Les planètes telluriques comprennent les planètes : Mercure, Vénus, la Terre et Mars.

Mercure.

Informations générales.

Mercure est la planète la plus proche du Soleil dans le système solaire. La distance moyenne de Mercure au Soleil n’est que de 58 millions de km. Parmi les grandes planètes, elle a les plus petites dimensions : son diamètre est de 4865 km (0,38 le diamètre de la Terre), sa masse est de 3,304 * 10 23 kg (0,055 la masse de la Terre ou 1:6025000 la masse du Soleil) ; densité moyenne 5,52 g/cm3. Mercure est une étoile brillante, mais il n’est pas si facile de la voir dans le ciel. Le fait est que, étant proche du Soleil, Mercure nous est toujours visible non loin du disque solaire, s'en éloignant soit vers la gauche (à l'est), soit vers la droite (à l'ouest) seulement un court distance qui ne dépasse pas 28 O. Par conséquent, on ne peut le voir que les jours de l'année où il s'éloigne du Soleil à sa plus grande distance. Supposons, par exemple, que Mercure s'éloigne du Soleil vers la gauche. Le soleil et tous les luminaires dans leur mouvement quotidien flottent dans le ciel de gauche à droite. Par conséquent, le Soleil se couche d’abord, et un peu plus d’une heure plus tard Mercure se couche, et nous devons chercher cette planète basse au-dessus de l’horizon occidental.

Mouvement.

Mercure se déplace autour du Soleil à une distance moyenne de 0,384 unités astronomiques (58 millions de km) sur une orbite elliptique avec une grande excentricité de e-0,206 ; au périhélie, la distance au Soleil est de 46 millions de km et à l'aphélie de 70 millions de km. La planète effectue une orbite complète autour du Soleil en trois mois terrestres ou 88 jours à une vitesse de 47,9 km/s. En se déplaçant sur sa trajectoire autour du Soleil, Mercure tourne en même temps autour de son axe de sorte que la même moitié soit toujours face au Soleil. Cela signifie qu’il fait toujours jour d’un côté de Mercure et nuit de l’autre. Dans les années 60 À l'aide d'observations radar, il a été établi que Mercure tourne autour de son axe vers l'avant (c'est-à-dire comme dans un mouvement orbital) avec une période de 58,65 jours (par rapport aux étoiles). La durée d'un jour solaire sur Mercure est de 176 jours. L'équateur est incliné de 7° par rapport au plan de son orbite. La vitesse angulaire de rotation axiale de Mercure est 3/2 de la vitesse orbitale et correspond à la vitesse angulaire de son mouvement en orbite lorsque la planète est au périhélie. Sur cette base, on peut supposer que la vitesse de rotation de Mercure est due aux forces de marée du Soleil.

Atmosphère.

Mercure n'a peut-être pas d'atmosphère, bien que la polarisation et les observations spectrales indiquent la présence d'une atmosphère faible. Avec l'aide de Mariner 10, il a été établi que Mercure possède une coque de gaz hautement raréfié, constituée principalement d'hélium. Cette atmosphère est en équilibre dynamique : chaque atome d'hélium y reste pendant environ 200 jours, après quoi il quitte la planète, et une autre particule du plasma du vent solaire prend sa place. En plus de l'hélium, une quantité insignifiante d'hydrogène a été trouvée dans l'atmosphère de Mercure. C'est environ 50 fois moins que l'hélium.

Il s'est également avéré que Mercure possède un faible champ magnétique, dont la force ne représente que 0,7 % de celui de la Terre. L'inclinaison de l'axe dipolaire par rapport à l'axe de rotation de Mercure est de 12 0 (sur Terre 11 0)

La pression à la surface de la planète est environ 500 milliards de fois inférieure à celle à la surface de la Terre.

Température.

Mercure est beaucoup plus proche du Soleil que de la Terre. Par conséquent, le Soleil brille dessus et se réchauffe 7 fois plus fort que le nôtre. Du côté jour de Mercure, il fait terriblement chaud, il y a une chaleur éternelle. Les mesures montrent que la température y monte jusqu'à 400 O au-dessus de zéro. Mais du côté nuit, il devrait toujours y avoir de fortes gelées, qui atteignent probablement 200 O et même 250 O en dessous de zéro. Il s’avère qu’une moitié est un désert de pierres chaudes et l’autre moitié est un désert de glace, peut-être recouvert de gaz gelés.

Surface.

Depuis le survol du vaisseau spatial Mariner 10 en 1974, plus de 40 % de la surface de Mercure a été photographiée avec une résolution de 4 mm à 100 m, ce qui a permis de voir Mercure de la même manière que la Lune dans l'obscurité. Depuis la terre. L’abondance de cratères est la caractéristique la plus évidente de sa surface, qui à première vue peut être comparée à la Lune.

En effet, la morphologie des cratères est proche de celle lunaire, leur origine d'impact ne fait aucun doute : la plupart d'entre eux présentent un puits défini, des traces d'éjections de matière écrasées lors de l'impact, avec formation dans certains cas de rayons lumineux caractéristiques et un champ de cratères secondaires. Dans de nombreux cratères, on distingue une colline centrale et une structure en terrasses du versant intérieur. Il est intéressant de noter que non seulement presque tous les grands cratères d'un diamètre supérieur à 40 à 70 km présentent de telles caractéristiques, mais également un nombre nettement plus grand de cratères plus petits, dans un rayon de 5 à 70 km (bien sûr, nous parlons bien de -cratères préservés ici). Ces caractéristiques peuvent être attribuées à la fois à la plus grande énergie cinétique des corps tombant sur la surface et au matériau de surface lui-même.

Le degré d'érosion et de lissage des cratères varie. En général, les cratères de Mercure sont moins profonds que ceux lunaires, ce qui peut également s'expliquer par la plus grande énergie cinétique des météorites due à la plus grande accélération de la gravité sur Mercure que sur la Lune. Par conséquent, le cratère qui se forme lors de l’impact est rempli plus efficacement avec le matériau éjecté. Pour la même raison, les cratères secondaires sont situés plus près du cratère central que sur la Lune, et les dépôts de matériaux concassés masquent dans une moindre mesure les formes primaires du relief. Les cratères secondaires eux-mêmes sont plus profonds que les cratères lunaires, ce qui s'explique encore une fois par le fait que les fragments tombant à la surface subissent une plus grande accélération due à la gravité.

Tout comme sur la Lune, selon le relief, on distingue des zones « continentales » irrégulières prédominantes et des zones « maritimes » beaucoup plus lisses. Ces derniers sont principalement des creux, qui sont cependant nettement plus petits que sur la Lune ; leur taille ne dépasse généralement pas 400 à 600 km. De plus, certains bassins se distinguent mal du fond du terrain environnant. L'exception est le vaste bassin mentionné Canoris (Mer de Chaleur), long d'environ 1 300 km, qui rappelle la célèbre Mer des Pluies sur la Lune.

Dans la partie continentale prédominante de la surface de Mercure, on peut distinguer à la fois des zones fortement cratérisées, avec le plus grand degré de dégradation des cratères, et d'anciens plateaux intercratères occupant de vastes territoires, indiquant un volcanisme ancien répandu. Ce sont les reliefs préservés les plus anciens de la planète. Les surfaces nivelées des bassins sont évidemment recouvertes de la couche la plus épaisse de roches concassées - le régolithe. Outre un petit nombre de cratères, il existe des crêtes plissées rappelant la lune. Certaines des zones planes adjacentes aux bassins ont probablement été formées par le dépôt de matériaux éjectés de ceux-ci. Parallèlement, pour la plupart des plaines, des preuves définitives de leur origine volcanique ont été trouvées, mais il s'agit d'un volcanisme d'une date plus tardive que sur les plateaux intercratères. Une étude minutieuse révèle un autre élément intéressant qui éclaire l’histoire de la formation de la planète. Nous parlons de traces caractéristiques d'une activité tectonique à l'échelle mondiale sous la forme de corniches abruptes spécifiques, ou escarpements. Les escarpements ont une longueur de 20 à 500 km et des hauteurs de pente de plusieurs centaines de mètres à 1 à 2 km. Par leur morphologie et leur géométrie de localisation à la surface, ils diffèrent des ruptures et failles tectoniques habituelles observées sur la Lune et sur Mars, et se sont plutôt formés en raison de poussées, de couches dues aux contraintes dans la couche superficielle qui sont apparues lors de la compression de Mercure. . Ceci est démontré par le déplacement horizontal des crêtes de certains cratères.

Certains escarpements ont été bombardés et partiellement détruits. Cela signifie qu’ils se sont formés plus tôt que les cratères à leur surface. Sur la base du rétrécissement de l'érosion de ces cratères, nous pouvons conclure que la compression de la croûte s'est produite lors de la formation des « mers » il y a environ 4 milliards d'années. La raison la plus probable de la compression devrait apparemment être considérée comme le début du refroidissement de Mercure. Selon une autre hypothèse intéressante avancée par un certain nombre d'experts, un mécanisme alternatif à la puissante activité tectonique de la planète pendant cette période pourrait être un ralentissement de la rotation de la planète d'environ 175 fois : par rapport à la valeur initialement supposée d'environ 8 heures. à 58,6 jours.

Vénus.

Informations générales.

Vénus est la deuxième planète la plus proche du Soleil, presque de la même taille que la Terre, et sa masse représente plus de 80 % de la masse de la Terre. Pour ces raisons, Vénus est parfois appelée la jumelle ou la sœur de la Terre. Cependant, la surface et l’atmosphère de ces deux planètes sont complètement différentes. Sur Terre, il y a des rivières, des lacs, des océans et l'atmosphère que nous respirons. Vénus est une planète extrêmement chaude avec une atmosphère épaisse qui serait mortelle pour les humains. La distance moyenne de Vénus au Soleil est de 108,2 millions de km ; elle est presque constante, puisque l'orbite de Vénus est plus proche d'un cercle que celle de notre planète. Vénus reçoit du Soleil plus de deux fois plus de lumière et de chaleur que la Terre. Néanmoins, du côté de l'ombre, Vénus est dominée par des gelées de plus de 20 degrés en dessous de zéro, car les rayons du soleil n'y parviennent pas avant très longtemps. La planète possède une atmosphère très dense, profonde et très nuageuse, nous empêchant de voir la surface de la planète. L'atmosphère (coquille de gaz) a été découverte par M.V. Lomonossov en 1761, ce qui a également montré la similitude de Vénus avec la Terre. La planète n'a pas de satellites.

Mouvement.

Vénus a une orbite presque circulaire (excentricité 0,007), qu'elle parcourt en 224,7 jours terrestres à une vitesse de 35 km/s. à une distance de 108,2 millions de km du Soleil. Vénus tourne autour de son axe en 243 jours terrestres – la durée la plus longue parmi toutes les planètes. Autour de son axe, Vénus tourne dans le sens opposé, c'est-à-dire dans le sens opposé à son mouvement orbital. Une rotation aussi lente, et de surcroît inversée, signifie que, vu de Vénus, le Soleil ne se lève et ne se couche que deux fois par an, puisqu'un jour vénusien équivaut à 117 jours terrestres. L'axe de rotation de Vénus est presque perpendiculaire au plan orbital (inclinaison 3°), il n'y a donc pas de saisons : un jour est semblable à un autre, a la même durée et le même temps. Cette uniformité météorologique est encore renforcée par la spécificité de l’atmosphère vénusienne – son fort effet de serre. De plus, Vénus, comme la Lune, a ses propres phases.

Température.

La température est d'environ 750 K sur toute la surface, de jour comme de nuit. La raison d'une température aussi élevée près de la surface de Vénus est l'effet de serre : les rayons du soleil traversent relativement facilement les nuages ​​de son atmosphère et chauffent la surface de la planète, mais le rayonnement infrarouge thermique de la surface elle-même sort par l'atmosphère. retourner dans l'espace avec beaucoup de difficulté. Sur Terre, où la quantité de dioxyde de carbone dans l'atmosphère est faible, l'effet de serre naturel augmente les températures mondiales de 30°C, et sur Vénus, il augmente les températures de 400°C supplémentaires. En étudiant les conséquences physiques du plus fort effet de serre sur Vénus, nous avons une bonne idée des résultats qui pourraient résulter de l'accumulation de chaleur excessive sur Terre, provoquée par la concentration croissante de dioxyde de carbone dans l'atmosphère due à la combustion. des combustibles fossiles - charbon et pétrole.

En 1970, le premier vaisseau spatial arrivé sur Vénus n’a pu résister à la chaleur intense que pendant environ une heure, mais c’était juste assez longtemps pour renvoyer à la Terre des données sur les conditions à la surface.

Atmosphère.

L’atmosphère mystérieuse de Vénus a été la pièce maîtresse d’un programme d’exploration robotique au cours des deux dernières décennies. Les aspects les plus importants de ses recherches étaient la composition chimique, la structure verticale et la dynamique de l'environnement aérien. Une grande attention a été accordée à la couverture nuageuse, qui joue le rôle d'une barrière insurmontable à la pénétration des ondes électromagnétiques du domaine optique dans les profondeurs de l'atmosphère. Lors du tournage télévisé de Vénus, il a été possible d'obtenir une image uniquement de la couverture nuageuse. L'extraordinaire sécheresse de l'air et son effet de serre phénoménal, en raison desquels la température réelle de la surface et des couches inférieures de la troposphère s'est avérée supérieure de plus de 500 degrés à la température effective (d'équilibre), étaient incompréhensibles.

L'atmosphère de Vénus est extrêmement chaude et sèche, à cause de l'effet de serre. C'est une couche dense de dioxyde de carbone qui retient la chaleur provenant du Soleil. En conséquence, une grande quantité d’énergie thermique s’accumule. La pression en surface est de 90 bars (comme dans les mers sur Terre à 900 m de profondeur). Les vaisseaux spatiaux doivent être conçus pour résister à la force écrasante et écrasante de l’atmosphère.

L'atmosphère de Vénus est principalement constituée de dioxyde de carbone (CO 2) -97 %, qui peut agir comme une sorte de couverture, piégeant la chaleur solaire, ainsi que d'une petite quantité d'azote (N 2) -2,0 %, de vapeur d'eau (H 2 O) -0,05% et oxygène (O) -0,1%. L'acide chlorhydrique (HCl) et l'acide fluorhydrique (HF) ont été trouvés comme impuretés mineures. La quantité totale de dioxyde de carbone sur Vénus et sur Terre est à peu près la même. Ce n'est que sur Terre qu'il est lié aux roches sédimentaires et en partie absorbé par les masses d'eau des océans, mais sur Vénus, il est entièrement concentré dans l'atmosphère. Pendant la journée, la surface de la planète est éclairée par une lumière solaire diffuse avec à peu près la même intensité que par temps nuageux sur Terre. De nombreux éclairs ont été observés sur Vénus la nuit.

Les nuages ​​​​de Vénus sont constitués de gouttelettes microscopiques d'acide sulfurique concentré (H 2 SO 4). La couche supérieure des nuages ​​est à 90 km de la surface, la température y est d'environ 200 K ; la couche inférieure est à 30 km, la température est d'environ 430 K. Encore plus bas, il fait si chaud qu'il n'y a pas de nuages. Bien entendu, il n’y a pas d’eau liquide à la surface de Vénus. L'atmosphère de Vénus au niveau de la couche nuageuse supérieure tourne dans le même sens que la surface de la planète, mais beaucoup plus vite, effectuant une révolution en 4 jours ; ce phénomène est appelé superrotation et aucune explication n’a encore été trouvée.

Surface.

La surface de Vénus est recouverte de centaines de milliers de volcans. Il en existe plusieurs très grands : 3 km de haut et 500 km de large. Mais la plupart des volcans mesurent 2 à 3 km de diamètre et environ 100 m de hauteur. L’effusion de lave sur Vénus prend beaucoup plus de temps que sur Terre. Vénus est trop chaude pour la glace, la pluie ou les tempêtes, il n'y a donc pas d'altération significative. Cela signifie que les volcans et les cratères n’ont pratiquement pas changé depuis leur formation il y a des millions d’années.

Vénus est recouverte de roches dures. De la lave chaude circule sous eux, provoquant des tensions dans la fine couche superficielle. La lave jaillit constamment des trous et des fractures de la roche solide. De plus, les volcans émettent constamment des jets de petites gouttelettes d'acide sulfurique. Par endroits, une lave épaisse, suintant progressivement, s'accumule sous forme d'immenses flaques d'eau atteignant 25 km de large. A d’autres endroits, d’énormes bulles de lave forment des dômes à la surface, qui s’effondrent ensuite.

A la surface de Vénus, une roche riche en potassium, en uranium et en thorium a été découverte, qui dans les conditions terrestres correspond à la composition non pas de roches volcaniques primaires, mais de roches secondaires ayant subi un traitement exogène. Dans d'autres endroits, la surface contient de la pierre concassée grossière et des blocs de roches sombres d'une densité de 2,7 à 2,9 g/cm et d'autres éléments caractéristiques des basaltes. Ainsi, les roches de surface de Vénus se sont révélées être les mêmes que celles de la Lune, de Mercure et de Mars, des roches ignées de composition basique en éruption.

On sait peu de choses sur la structure interne de Vénus. Il possède probablement un noyau métallique occupant 50 % du rayon. Mais la planète ne possède pas de champ magnétique en raison de sa rotation très lente.

Vénus n’est en aucun cas le monde hospitalier qu’elle était censée être. Avec son atmosphère de dioxyde de carbone, ses nuages ​​d’acide sulfurique et sa chaleur épouvantable, elle est totalement inadaptée à l’homme. Sous le poids de ces informations, certains espoirs se sont effondrés : après tout, il y a moins de 20 ans, de nombreux scientifiques considéraient Vénus comme un objet plus prometteur pour l'exploration spatiale que Mars.

Terre.

Informations générales.

La Terre est la troisième planète du système solaire après le Soleil. La forme de la Terre est proche d'un ellipsoïde, aplatie aux pôles et étirée dans la zone équatoriale. Le rayon moyen de la Terre est de 6371,032 km, polaire - 6356,777 km, équatorial - 6378,160 km. Poids - 5,976*1024 kg. La densité moyenne de la Terre est de 5 518 kg/m³. La superficie de la Terre est de 510,2 millions de km², dont environ 70,8 % se trouvent dans l'océan mondial. Sa profondeur moyenne est d'environ 3,8 km, le maximum (fosse des Mariannes dans l'océan Pacifique) est de 11,022 km ; le volume d'eau est de 1 370 millions de km³, la salinité moyenne est de 35 g/l. La terre représente respectivement 29,2 % et forme six continents et îles. Il s'élève en moyenne au-dessus du niveau de la mer de 875 m ; point culminant (pic de Chomolungma dans l'Himalaya) 8848 m Les montagnes occupent plus d'un tiers de la surface terrestre. Les déserts couvrent environ 20 % de la surface terrestre, les savanes et les forêts - environ 20 %, les forêts - environ 30 %, les glaciers - plus de 10 %. Plus de 10 % du territoire est occupé par des terres agricoles.

La Terre n'a qu'un seul satellite : la Lune.

Grâce à ses conditions naturelles uniques, peut-être uniques dans l’Univers, la Terre est devenue le lieu où la vie organique est apparue et s’est développée. Par Selon les idées cosmogoniques modernes, la planète s'est formée il y a environ 4,6 à 4,7 milliards d'années à partir d'un nuage protoplanétaire capturé par la gravité du Soleil. La formation de la première et la plus ancienne des roches étudiées a duré entre 100 et 200 millions d’années. Il y a environ 3,5 milliards d'années, des conditions favorables à l'émergence de la vie sont apparues. Homo sapiens (Homo sapiens) en tant qu'espèce est apparu il y a environ un demi-million d'années et la formation du type moderne d'homme remonte à l'époque du retrait du premier glacier, soit il y a environ 40 000 ans.

Mouvement.

Comme les autres planètes, elle se déplace autour du Soleil sur une orbite elliptique avec une excentricité de 0,017. La distance entre la Terre et le Soleil en différents points de l'orbite n'est pas la même. La distance moyenne est d'environ 149,6 millions de km. Lorsque notre planète se déplace autour du Soleil, le plan de l'équateur terrestre se déplace parallèlement à lui-même de telle sorte que dans certaines parties de l'orbite, le globe est incliné vers le Soleil avec son hémisphère nord, et dans d'autres - avec son hémisphère sud. La période de révolution autour du Soleil est de 365,256 jours, avec une rotation journalière de 23 heures 56 minutes. L'axe de rotation de la Terre forme un angle de 66,5º par rapport au plan de son mouvement autour du Soleil.

Atmosphère .

L'atmosphère terrestre est composée à 78 % d'azote et à 21 % d'oxygène (il y a très peu d'autres gaz dans l'atmosphère) ; c'est le résultat d'une longue évolution sous l'influence de processus géologiques, chimiques et biologiques. Il est possible que l'atmosphère primordiale de la Terre soit riche en hydrogène, qui s'est ensuite échappé. Le dégazage du sous-sol a rempli l’atmosphère de dioxyde de carbone et de vapeur d’eau. Mais la vapeur s’est condensée dans les océans et le dioxyde de carbone est resté piégé dans les roches carbonatées. Ainsi, l'azote est resté dans l'atmosphère et l'oxygène est apparu progressivement en raison de l'activité vitale de la biosphère. Il y a encore 600 millions d’années, la teneur en oxygène de l’air était 100 fois inférieure à ce qu’elle est aujourd’hui.

Notre planète est entourée d'une vaste atmosphère. Selon la température, la composition et les propriétés physiques de l’atmosphère peuvent être divisées en différentes couches. La troposphère est la région située entre la surface de la Terre et une altitude de 11 km. Il s'agit d'une couche assez épaisse et dense contenant la majeure partie de la vapeur d'eau présente dans l'air. Presque tous les phénomènes atmosphériques qui intéressent directement les habitants de la Terre s'y déroulent. La troposphère contient des nuages, des précipitations, etc. La couche séparant la troposphère de la couche atmosphérique suivante, la stratosphère, est appelée tropopause. C'est une zone de températures très basses.

La composition de la stratosphère est la même que celle de la troposphère, mais l'ozone s'y forme et s'y concentre. L'ionosphère, c'est-à-dire la couche d'air ionisée, se forme à la fois dans la troposphère et dans les couches inférieures. Il reflète les ondes radio haute fréquence.

La pression atmosphérique à la surface de l'océan est d'environ 0,1 MPa dans des conditions normales. On pense que l'atmosphère terrestre a considérablement changé au cours du processus d'évolution : elle s'est enrichie en oxygène et a acquis sa composition moderne grâce à une interaction à long terme avec les roches et avec la participation de la biosphère, c'est-à-dire des organismes végétaux et animaux. . La preuve que de tels changements se sont réellement produits est, par exemple, les gisements de charbon et les épaisses couches de dépôts de carbonate dans les roches sédimentaires ; ils contiennent d'énormes quantités de carbone, qui faisait auparavant partie de l'atmosphère terrestre sous forme de dioxyde de carbone et de monoxyde de carbone. Les scientifiques pensent que l'atmosphère ancienne provenait de produits gazeux issus d'éruptions volcaniques ; sa composition est jugée par analyse chimique d'échantillons de gaz « emmurés » dans les cavités de roches anciennes. Les échantillons étudiés, âgés d'environ 3,5 milliards d'années, contiennent environ 60 % de dioxyde de carbone et les 40 % restants sont des composés soufrés, de l'ammoniac, du chlorure d'hydrogène et du fluorure d'hydrogène. De l'azote et des gaz inertes ont été trouvés en petites quantités. Tout l’oxygène était chimiquement lié.

Pour les processus biologiques sur Terre, l'ozonosphère est d'une grande importance - la couche d'ozone située à une altitude de 12 à 50 km. La zone située au-dessus de 50 à 80 km est appelée l'ionosphère. Les atomes et les molécules de cette couche sont intensément ionisés sous l'influence du rayonnement solaire, en particulier du rayonnement ultraviolet. Sans la couche d’ozone, les flux de rayonnement atteindraient la surface de la Terre, provoquant la destruction des organismes vivants qui y existent. Enfin, à des distances de plus de 1 000 km, le gaz est tellement raréfié que les collisions entre molécules cessent de jouer un rôle significatif et les atomes sont ionisés à plus de moitié. À une altitude d'environ 1,6 et 3,7 rayons terrestres se trouvent les première et deuxième ceintures de rayonnement.

La structure de la planète.

Le rôle principal dans l'étude de la structure interne de la Terre est joué par les méthodes sismiques basées sur l'étude de la propagation dans son épaisseur des ondes élastiques (à la fois longitudinales et transversales) apparaissant lors d'événements sismiques - lors de tremblements de terre naturels et à la suite de explosions. Sur la base de ces études, la Terre est classiquement divisée en trois régions : la croûte, le manteau et le noyau (au centre). La couche externe – la croûte – a une épaisseur moyenne d'environ 35 km. Les principaux types de croûte terrestre sont continentaux (continentaux) et océaniques ; Dans la zone de transition du continent à l'océan, un type de croûte intermédiaire se développe. L'épaisseur de la croûte varie dans une plage assez large : la croûte océanique (en tenant compte de la couche d'eau) a une épaisseur d'environ 10 km, tandis que l'épaisseur de la croûte continentale est des dizaines de fois supérieure. Les sédiments de surface occupent une couche d'environ 2 km d'épaisseur. En dessous se trouve une couche de granit (sur les continents, son épaisseur est de 20 km), et en dessous se trouve environ 14 km (sur les continents et les océans) d'une couche de basalte (croûte inférieure). La densité au centre de la Terre est d'environ 12,5 g/cm³. Les densités moyennes sont : 2,6 g/cm³ - à la surface de la Terre, 2,67 g/cm³ - pour le granit, 2,85 g/cm³ - pour le basalte.

Le manteau terrestre, également appelé coquille silicatée, s'étend jusqu'à une profondeur d'environ 35 à 2 885 km. Il est séparé de la croûte par une limite nette (appelée limite de Mohorovich), plus profonde que la vitesse des ondes sismiques élastiques longitudinales et transversales, ainsi que la densité mécanique, augmentent brusquement. Les densités dans le manteau augmentent avec la profondeur d'environ 3,3 à 9,7 g/cm³. De vastes plaques lithosphériques sont situées dans la croûte et (partiellement) dans le manteau. Leurs mouvements séculaires déterminent non seulement la dérive des continents, qui affecte considérablement l'apparence de la Terre, mais ont également une incidence sur la localisation des zones sismiques sur la planète. Une autre limite découverte par méthodes sismiques (la limite de Gutenberg) - entre le manteau et le noyau externe - est située à une profondeur de 2 775 km. Sur celui-ci, la vitesse des ondes longitudinales passe de 13,6 km/s (dans le manteau) à 8,1 km/s (dans le noyau), et la vitesse des ondes transversales diminue de 7,3 km/s à zéro. Ce dernier signifie que le noyau externe est liquide. Selon les concepts modernes, le noyau externe est constitué de soufre (12 %) et de fer (88 %). Enfin, à des profondeurs supérieures à 5 120 km, les méthodes sismiques révèlent la présence d'un noyau interne solide, qui représente 1,7 % de la masse terrestre. Il s'agit probablement d'un alliage fer-nickel (80 % Fe, 20 % Ni).

Le champ gravitationnel de la Terre est décrit avec une grande précision par la loi de la gravitation universelle de Newton. L'accélération de la gravité à la surface de la Terre est déterminée à la fois par les forces gravitationnelles et centrifuges dues à la rotation de la Terre. L'accélération de la gravité à la surface de la planète est de 9,8 m/s².

La Terre possède également des champs magnétiques et électriques. Le champ magnétique au-dessus de la surface de la Terre se compose d'une partie constante (ou changeant assez lentement) et d'une partie variable ; cette dernière est généralement attribuée aux variations du champ magnétique. Le champ magnétique principal a une structure proche du dipôle. Le moment dipolaire magnétique terrestre, égal à 7,98T10^25 unités SGSM, est dirigé approximativement à l'opposé du moment mécanique, bien qu'à l'heure actuelle les pôles magnétiques soient légèrement décalés par rapport aux pôles géographiques. Leur position change cependant avec le temps, et bien que ces changements soient assez lents, au cours des périodes géologiques, selon les données paléomagnétiques, même des inversions magnétiques, c'est-à-dire des inversions de polarité, sont détectées. Les intensités du champ magnétique aux pôles magnétiques nord et sud sont respectivement de 0,58 et 0,68 Oe, et à l'équateur géomagnétique - environ 0,4 Oe.

Le champ électrique au-dessus de la surface de la Terre a une intensité moyenne d'environ 100 V/m et est dirigé verticalement vers le bas. C'est ce qu'on appelle le champ de temps clair, mais ce champ subit des variations importantes (à la fois périodiques et irrégulières).

Lune.

La Lune est le satellite naturel de la Terre et le corps céleste le plus proche de nous. La distance moyenne à la Lune est de 384 000 kilomètres, le diamètre de la Lune est d'environ 3 476 km. La densité moyenne de la Lune est de 3,347 g/cm³, soit environ 0,607 de la densité moyenne de la Terre. La masse du satellite est de 73 000 milliards de tonnes. L'accélération de la gravité à la surface de la Lune est de 1,623 m/s².

La Lune se déplace autour de la Terre à une vitesse moyenne de 1,02 km/sec sur une orbite à peu près elliptique dans la même direction dans laquelle se déplacent la grande majorité des autres corps du système solaire, c'est-à-dire dans le sens inverse des aiguilles d'une montre lorsque l'on regarde l'orbite de la Lune depuis le Pôle Nord. La période de révolution de la Lune autour de la Terre, appelée mois sidéral, est égale à 27,321661 jours en moyenne, mais est sujette à de légères fluctuations et à une très faible réduction séculaire.

N'étant pas protégée par l'atmosphère, la surface de la Lune se réchauffe jusqu'à +110°C le jour et se refroidit jusqu'à -120°C la nuit. Cependant, comme l'ont montré les observations radio, ces énormes fluctuations de température ne pénètrent que quelques décimètres. profonde en raison de la conductivité thermique extrêmement faible des couches superficielles.

Le relief de la surface lunaire a été principalement clarifié grâce à de nombreuses années d'observations télescopiques. Les « mers lunaires », occupant environ 40 % de la surface visible de la Lune, sont des plaines plates entrecoupées de fissures et de crêtes basses et sinueuses ; Il y a relativement peu de grands cratères dans les mers. De nombreuses mers sont entourées de crêtes annulaires concentriques. La surface restante, plus légère, est recouverte de nombreux cratères, crêtes annulaires, rainures, etc.

Mars.

Informations générales.

Mars est la quatrième planète du système solaire. Mars - du grec "Mas" - pouvoir masculin - le dieu de la guerre. Selon ses caractéristiques physiques fondamentales, Mars appartient aux planètes telluriques. En diamètre, il fait presque la moitié de la taille de la Terre et de Vénus. La distance moyenne du Soleil est de 1,52 UA. Le rayon équatorial est de 3380 km. La densité moyenne de la planète est de 3950 kg/m³. Mars possède deux satellites : Phobos et Deimos.

Atmosphère.

La planète est enveloppée dans une coquille gazeuse – une atmosphère dont la densité est inférieure à celle de la Terre. Même dans les dépressions profondes de Mars, où la pression atmosphérique est la plus élevée, elle est environ 100 fois inférieure à celle de la surface de la Terre, et au niveau des sommets des montagnes martiennes, elle est 500 à 1 000 fois inférieure. Sa composition ressemble à l'atmosphère de Vénus et contient 95,3 % de dioxyde de carbone avec un mélange de 2,7 % d'azote, 1,6 % d'argon, 0,07 % de monoxyde de carbone, 0,13 % d'oxygène et environ 0,03 % de vapeur d'eau, la teneur qui change, ainsi que des mélanges de néon, krypton, xénon.

La température moyenne sur Mars est nettement inférieure à celle sur Terre, environ -40°C. Dans les conditions les plus favorables en été, sur la moitié diurne de la planète, l'air se réchauffe jusqu'à 20°C - une température tout à fait acceptable pour les habitants. de la terre. Mais les nuits d'hiver, les gelées peuvent atteindre -125°C. De tels changements brusques de température sont dus au fait que la fine atmosphère de Mars n'est pas capable de retenir la chaleur pendant une longue période.

Des vents forts soufflent souvent sur la surface de la planète, dont la vitesse atteint 100 m/s. La faible gravité permet même à de minces courants d’air de soulever d’énormes nuages ​​de poussière. Parfois, de vastes zones de Mars sont couvertes par d’énormes tempêtes de poussière. Une tempête de poussière mondiale a fait rage de septembre 1971 à janvier 1972, soulevant environ un milliard de tonnes de poussière dans l'atmosphère à une hauteur de plus de 10 km.

Il y a très peu de vapeur d'eau dans l'atmosphère de Mars, mais à basse pression et température, elle est dans un état proche de la saturation et s'accumule souvent dans les nuages. Les nuages ​​​​martiens sont plutôt inexpressifs par rapport aux nuages ​​terrestres, bien qu'ils aient des formes et des types variés : cirrus, ondulés, sous le vent (près des grandes montagnes et sous les pentes des grands cratères, dans des endroits protégés du vent). Il y a souvent du brouillard sur les basses terres, les canyons, les vallées et au fond des cratères pendant les périodes froides de la journée.

Comme le montrent les photographies des stations d'atterrissage américaines Viking 1 et Viking 2, le ciel martien par temps clair a une couleur rosâtre, qui s'explique par la diffusion de la lumière solaire sur les particules de poussière et l'éclairage de la brume par la surface orange de la planète. . En l’absence de nuages, la coque gazeuse de Mars est bien plus transparente que celle de la Terre, y compris aux rayons ultraviolets, dangereux pour les organismes vivants.

Saisons.

Une journée solaire sur Mars dure 24 heures et 39 minutes. 35 s. L'inclinaison importante de l'équateur par rapport au plan orbital conduit au fait que dans certaines parties de l'orbite, ce sont principalement les latitudes nord de Mars qui sont éclairées et chauffées par le Soleil, tandis que dans d'autres, celles du sud, c'est-à-dire un changement de saisons. se produit. L'année martienne dure environ 686,9 jours. Le changement des saisons sur Mars se produit de la même manière que sur Terre. Les changements saisonniers sont plus prononcés dans les régions polaires. En hiver, les calottes polaires occupent une superficie importante. La limite de la calotte polaire nord peut s'éloigner du pôle d'un tiers de la distance de l'équateur, et la limite de la calotte sud couvre la moitié de cette distance. Cette différence est due au fait que dans l'hémisphère nord, l'hiver survient lorsque Mars passe par le périhélie de son orbite, et dans l'hémisphère sud, lorsqu'elle passe par l'aphélie. Pour cette raison, l’hiver dans l’hémisphère sud est plus froid que dans l’hémisphère nord. L'ellipticité de l'orbite martienne entraîne des différences climatiques significatives entre les hémisphères nord et sud : aux latitudes moyennes, les hivers sont plus froids et les étés sont plus chauds qu'au sud, mais plus courts qu'au nord lorsque l'été commence au nord. Dans l'hémisphère de Mars, la calotte polaire nord diminue rapidement, mais à ce moment-là, une autre se développe - près du pôle sud, là où arrive l'hiver. À la fin du XIXe et au début du XXe siècle, on croyait que les calottes polaires de Mars étaient constituées de glaciers et de neige. Selon des données modernes, les deux calottes polaires de la planète - nord et sud - sont constituées de dioxyde de carbone solide, c'est-à-dire de glace carbonique, qui se forme lorsque le dioxyde de carbone, qui fait partie de l'atmosphère martienne, gèle et de la glace d'eau mélangée à de la poussière minérale. .

La structure de la planète.

En raison de sa faible masse, la gravité sur Mars est presque trois fois inférieure à celle sur Terre. Actuellement, la structure du champ gravitationnel de Mars a été étudiée en détail. Cela indique un léger écart par rapport à la répartition uniforme de la densité sur la planète. Le noyau peut avoir un rayon allant jusqu'à la moitié du rayon de la planète. Apparemment, il s’agit de fer pur ou d’un alliage de Fe-FeS (sulfure de fer-fer) et éventuellement d’hydrogène dissous. Apparemment, le noyau de Mars est partiellement ou totalement liquide.

Mars devrait avoir une croûte épaisse de 70 à 100 km d'épaisseur. Entre le noyau et la croûte se trouve un manteau silicaté enrichi en fer. Les oxydes de fer rouges présents dans les roches de surface déterminent la couleur de la planète. Maintenant, Mars continue de se refroidir.

L'activité sismique de la planète est faible.

Surface.

La surface de Mars ressemble à première vue à la Lune. Cependant, en réalité, son relief est très diversifié. Au cours de la longue histoire géologique de Mars, sa surface a été altérée par des éruptions volcaniques et des tremblements de terre. De profondes cicatrices sur le visage du dieu de la guerre ont été laissées par les météorites, le vent, l'eau et la glace.

La surface de la planète se compose de deux parties contrastées : d'anciennes hautes terres couvrant l'hémisphère sud et des plaines plus jeunes concentrées dans les latitudes nord. De plus, deux grandes régions volcaniques se distinguent : l'Elysium et le Tharsis. La différence d'altitude entre les zones montagneuses et les plaines atteint 6 km. On ne sait toujours pas pourquoi les différents domaines diffèrent autant les uns des autres. Peut-être que cette division est associée à une catastrophe de très longue date : la chute d'un gros astéroïde sur Mars.

La partie haute montagne a conservé des traces d'un bombardement actif de météorites qui ont eu lieu il y a environ 4 milliards d'années. Les cratères météoriques couvrent les 2/3 de la surface de la planète. Il y en a presque autant sur les anciens hauts plateaux que sur la Lune. Mais de nombreux cratères martiens ont réussi à « perdre leur forme » en raison des intempéries. Certains d’entre eux, apparemment, ont été emportés par les courants d’eau. Les plaines du nord sont complètement différentes. Il y a 4 milliards d'années, il y avait de nombreux cratères de météorites, mais ensuite l'événement catastrophique déjà mentionné les a effacés d'un tiers de la surface de la planète et son relief dans cette zone a commencé à se former à nouveau. Des météorites individuelles y sont tombées plus tard, mais en général il y a peu de cratères d'impact dans le nord.

L'apparence de cet hémisphère a été déterminée par l'activité volcanique. Certaines plaines sont entièrement recouvertes d'anciennes roches ignées. Des ruisseaux de lave liquide se sont répandus à la surface, se sont solidifiés et de nouveaux ruisseaux ont coulé le long d'eux. Ces « rivières » pétrifiées sont concentrées autour de grands volcans. Aux extrémités des langues de lave, on observe des structures similaires aux roches sédimentaires terrestres. Probablement, lorsque des masses ignées chaudes ont fait fondre des couches de glace souterraine, des masses d'eau assez importantes se sont formées à la surface de Mars, qui se sont progressivement asséchées. L'interaction de la lave et de la glace souterraine a également conduit à l'apparition de nombreuses rainures et fissures. Dans les zones basses de l’hémisphère nord, loin des volcans, se trouvent des dunes de sable. On en trouve surtout beaucoup près de la calotte polaire nord.

L'abondance de paysages volcaniques indique que, dans un passé lointain, Mars a connu une ère géologique plutôt mouvementée, qui s'est probablement terminée il y a environ un milliard d'années. Les processus les plus actifs se sont produits dans les régions d'Elysium et de Tharsis. Autrefois, ils étaient littéralement évincés des entrailles de Mars et s'élèvent désormais au-dessus de sa surface sous la forme d'énormes renflements : Elysium mesure 5 km de haut, Tharsis 10 km de haut. De nombreuses failles, fissures et crêtes sont concentrées autour de ces renflements – traces de processus anciens dans la croûte martienne. Le système de canyons le plus ambitieux, profond de plusieurs kilomètres, les Valles Marineris, commence au sommet des montagnes Tharsis et s'étend sur 4 000 kilomètres à l'est. Dans la partie centrale de la vallée, sa largeur atteint plusieurs centaines de kilomètres. Dans le passé, lorsque l'atmosphère de Mars était plus dense, l'eau pouvait s'écouler dans les canyons, créant ainsi des lacs profonds.

Les volcans de Mars sont des phénomènes exceptionnels selon les normes terrestres. Mais même parmi eux, le volcan Olympus, situé au nord-ouest des montagnes Tharsis, se démarque. Le diamètre de la base de cette montagne atteint 550 km et la hauteur est de 27 km, soit il est trois fois plus grand que l'Everest, le plus haut sommet de la Terre. L'Olympe est couronné d'un immense cratère de 60 kilomètres. Un autre volcan, Alba, a été découvert à l'est de la partie la plus élevée des montagnes Tharsis. Bien qu’il ne puisse rivaliser avec l’Olympe en hauteur, son diamètre de base est presque trois fois plus grand.

Ces cônes volcaniques étaient le résultat d'effusions silencieuses de lave très liquide, de composition similaire à la lave des volcans terrestres des îles hawaïennes. Des traces de cendres volcaniques sur les pentes d'autres montagnes suggèrent que des éruptions catastrophiques se sont parfois produites sur Mars.

Dans le passé, l’eau courante jouait un rôle important dans la formation de la topographie martienne. Aux premières étapes de l'étude, Mars semblait aux astronomes être une planète désertique et sans eau, mais lorsque la surface de Mars a été photographiée de près, il s'est avéré que dans les anciennes hautes terres, il y avait souvent des ravins qui semblaient avoir été laissés. par l'eau qui coule. Certains d'entre eux semblent avoir été traversés par des cours d'eau orageux et impétueux il y a de nombreuses années. Ils s'étendent parfois sur plusieurs centaines de kilomètres. Certains de ces « flux » sont assez anciens. D'autres vallées ressemblent beaucoup aux lits de rivières terrestres calmes. Ils doivent probablement leur apparition à la fonte des glaces souterraines.

Certaines informations supplémentaires sur Mars peuvent être obtenues par des méthodes indirectes basées sur des études de ses satellites naturels - Phobos et Deimos.

Satellites de Mars.

Les lunes de Mars ont été découvertes les 11 et 17 août 1877 lors de la grande opposition de l'astronome américain Asaph Hall. Les satellites ont reçu de tels noms de la mythologie grecque : Phobos et Deimos - les fils d'Arès (Mars) et d'Aphrodite (Vénus), accompagnaient toujours leur père. Traduit du grec, « phobos » signifie « peur » et « deimos » signifie « horreur ».

Phobos. Déimos.

Les deux satellites de Mars se déplacent presque exactement dans le plan de l'équateur de la planète. Avec l'aide de vaisseaux spatiaux, il a été établi que Phobos et Deimos ont une forme irrégulière et que dans leur position orbitale, ils restent toujours face à la planète avec le même côté. Les dimensions de Phobos sont d'environ 27 km et Deimos d'environ 15 km. La surface des lunes de Mars est constituée de minéraux très sombres et est recouverte de nombreux cratères. L'un d'eux, sur Phobos, a un diamètre d'environ 5,3 km. Les cratères ont probablement été créés par un bombardement de météorites ; l'origine du système de rainures parallèles est inconnue. La vitesse angulaire du mouvement orbital de Phobos est si élevée que, dépassant la rotation axiale de la planète, elle s'élève, contrairement aux autres luminaires, à l'ouest et se couche à l'est.

La recherche de la vie sur Mars.

Depuis longtemps, on recherche des formes de vie extraterrestre sur Mars. Lors de l'exploration de la planète avec le vaisseau spatial Viking, trois expériences biologiques complexes ont été réalisées : la décomposition par pyrolyse, l'échange gazeux et la décomposition des étiquettes. Ils sont basés sur l'expérience de l'étude de la vie terrestre. L'expérience de décomposition par pyrolyse était basée sur la détermination des processus de photosynthèse impliquant le carbone, l'expérience de décomposition par balises était basée sur l'hypothèse que l'eau était nécessaire à l'existence, et l'expérience d'échange gazeux prenait en compte le fait que la vie martienne doit utiliser l'eau comme solvant. Bien que les trois expériences biologiques aient donné des résultats positifs, ils sont probablement de nature non biologique et peuvent s'expliquer par des réactions inorganiques de la solution nutritive avec une substance de nature martienne. On peut donc résumer que Mars est une planète qui n'a pas les conditions pour l'émergence de la vie.

Conclusion

Nous avons pris connaissance de l'état actuel de notre planète et des planètes du groupe Terre. L’avenir de notre planète, et même de l’ensemble du système planétaire, si rien d’inattendu ne se produit, semble clair. La probabilité que l’ordre établi du mouvement planétaire soit perturbé par une étoile errante est faible, même d’ici quelques milliards d’années. Dans un avenir proche, nous ne pouvons pas nous attendre à des changements majeurs dans le flux d’énergie solaire. Il est probable que des périodes glaciaires se reproduisent. Une personne peut changer le climat, mais ce faisant, elle peut commettre une erreur. Les continents connaîtront des ascensions et des chutes au cours des époques suivantes, mais nous espérons que les processus se dérouleront lentement. Des impacts massifs de météorites sont possibles de temps en temps.

Mais fondamentalement, le système solaire conservera son aspect moderne.

Plan.

1. Introduction.

2. Mercure.

3. Vénus.

6. Conclusion.

7. Littérature.

Planète Mercure.

Surface de Mercure.

Planète Vénus.

Surface de Vénus.

Planète Terre.

Surface du sol.

La planète Mars.

Surface de Mars.

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