Informazioni sui pianeti terrestri. La struttura e la vita dell'universo. Ricerche attuali sui pianeti terrestri

Studiando il nostro sistema solare per molti secoli, gli astronomi hanno anche imparato molto sui tipi di pianeti che esistono nel nostro Universo. Grazie alla scoperta degli esopianeti, questa conoscenza si è ampliata notevolmente: molti di questi pianeti sono simili a quello che chiamiamo casa. È vero, “simile” non significa identità esatta: dei tanti pianeti scoperti, centinaia sono considerati giganti gassosi e centinaia sono considerati “simili alla Terra”. Sono anche conosciuti come pianeti terrestri e questa designazione dice molto sul pianeta.

Cos'è un pianeta terrestre? Conosciuti anche come pianeti solidi, sono corpi celesti composti principalmente da rocce silicate e metalli e hanno una superficie solida. Questo li distingue dai giganti gassosi, che consistono principalmente di gas come idrogeno ed elio, acqua ed elementi pesanti in vari stati.

I pianeti terrestri sono simili per struttura e composizione al pianeta Terra.

Composizione e caratteristiche

Tutti i pianeti terrestri hanno più o meno la stessa struttura: un nucleo metallico centrale costituito principalmente da ferro, circondato da un mantello di silicato. Tali pianeti hanno caratteristiche superficiali simili, inclusi canyon, crateri, montagne, vulcani e altre strutture dipendenti dalla presenza di acqua e dall'attività tettonica.

I pianeti terrestri hanno anche atmosfere secondarie che si creano durante l'attività vulcanica o gli impatti delle comete. Questo li distingue anche dai giganti gassosi, la cui atmosfera planetaria è primordiale e catturata direttamente dalla nebulosa solare originaria.

I pianeti terrestri sono anche noti per avere poche o nessuna lune. Venere e Mercurio non hanno satelliti, la Terra ne ha solo uno. Marte ne ha due: Phobos e Deimos, ma assomigliano più a grandi asteroidi che a veri satelliti. A differenza dei giganti gassosi, anche i pianeti terrestri non hanno un sistema di anelli planetari.

Pianeti terrestri nel sistema solare

Tutti i pianeti scoperti nel sistema solare interno - Mercurio, Venere, Terra e Marte - sono rappresentanti di spicco del gruppo terrestre. Tutti sono costituiti principalmente da rocce silicatiche e metalli, distribuiti tra un nucleo metallico denso e un mantello di silicati. La Luna è simile a questi pianeti, ma il suo nucleo di ferro è molto più piccolo.

Anche Io ed Europa sono satelliti simili nella struttura ai pianeti terrestri. La modellazione della composizione di Io ha dimostrato che il mantello lunare è composto quasi interamente da rocce silicate e ferro, che circondano un nucleo di ferro e solfuro di ferro. Europa, invece, ha un nucleo di ferro circondato da uno strato esterno di acqua.

I pianeti nani come Cerere e Plutone, così come altri grandi asteroidi, sono simili ai pianeti terrestri in quanto hanno una superficie rocciosa. Tuttavia, sono costituiti più da materiali di ghiaccio che da pietra.

Esopianeti terrestri

La maggior parte dei pianeti scoperti al di fuori del sistema solare sono giganti gassosi perché sono i più facili da individuare. Ma dal 2005 sono stati scoperti centinaia di potenziali esopianeti terrestri, in gran parte grazie alla missione spaziale Kepler. La maggior parte dei pianeti divenne nota come "super-Terra" (cioè pianeti con masse comprese tra la Terra e Nettuno).

Esempi di esopianeti terrestri, un pianeta con una massa di 7-9 terrestri. Questo pianeta orbita attorno alla stella nana rossa Gliese 876, situata a 15 anni luce dalla Terra. L'esistenza di tre (o quattro) esopianeti terrestri è stata confermata anche tra il 2007 e il 2010 nel sistema di Gliese 581, un'altra nana rossa a circa 20 anni luce dalla Terra.

Il più piccolo di essi, Gliese 581 e, ha solo 1,9 masse terrestri, ma orbita troppo vicino alla stella. Gli altri due, Gliese 581 c e Gliese 581 d, così come il proposto quarto pianeta Gliese 581 g, sono più massicci e orbitano all'interno della stella. Se questa informazione verrà confermata, il sistema diventerà interessante per la presenza di pianeti terrestri potenzialmente abitabili.

Il primo esopianeta terrestre confermato, Kepler-10b, un pianeta di massa 3-4 terrestre situato a 460 anni luce dalla Terra, è stato scoperto nel 2011 dalla missione Kepler. Nello stesso anno, l’Osservatorio spaziale Kepler pubblicò un elenco di 1.235 candidati esoplanetari, tra cui sei “super-Terre” situate all’interno della zona potenzialmente abitabile della loro stella.

Da allora, Keplero ha scoperto centinaia di pianeti di dimensioni variabili, dalla Luna alla grande Terra, e anche altri candidati oltre quelle dimensioni.

Gli scienziati hanno proposto diverse categorie per classificare i pianeti terrestri. Pianeti silicati- Questo è il tipo standard di pianeta terrestre nel Sistema Solare, costituito principalmente da un mantello solido di silicato e un nucleo metallico (ferro).

Pianeti di ferroè un tipo teorico di pianeta terrestre composto quasi interamente da ferro, quindi più denso e con un raggio inferiore rispetto ad altri pianeti di massa comparabile. Si ritiene che questi tipi di pianeti si formino in regioni ad alta temperatura vicine alla stella, dove il disco protoplanetario è ricco di ferro. Mercurio può essere un esempio di tale gruppo: si è formato vicino al Sole e ha un nucleo metallico equivalente al 60-70% della massa planetaria.

Pianeti senza nucleo- un'altra tipologia teorica di pianeti terrestri: sono composti da rocce silicatiche, ma non hanno un nucleo metallico. In altre parole, i pianeti senza nucleo sono l’opposto di un pianeta di ferro. Si pensa che i pianeti senza nucleo si formino più lontano dalla stella, dove l'ossidante volatile è più abbondante. E sebbene non abbiamo tali pianeti, ci sono molti condriti: asteroidi.

Finalmente c'è pianeti di carbonio(i cosiddetti "pianeti diamante"), una classe teorica di pianeti costituiti da un nucleo metallico circondato principalmente da minerali a base di carbonio. Ancora una volta, non esistono pianeti del genere nel Sistema Solare, ma abbondano gli asteroidi ricchi di carbonio.

Fino a poco tempo fa, tutto ciò che gli scienziati sapevano sui pianeti, incluso come si sono formati e quali tipi esistevano, proveniva dallo studio del nostro sistema solare. Ma con lo sviluppo della ricerca sugli esopianeti, che ha visto un enorme aumento negli ultimi dieci anni, la nostra conoscenza dei pianeti è aumentata in modo significativo.

Da un lato, siamo arrivati ​​a comprendere che le dimensioni e la scala dei pianeti sono molto più grandi di quanto si pensasse in precedenza. Inoltre, questa è la prima volta che vediamo molti pianeti simili alla Terra (che potrebbero anche essere abitabili) esistenti in altri sistemi solari.

Chissà cosa troveremo quando saremo in grado di inviare sonde e missioni con equipaggio su altri pianeti terrestri?

I pianeti appartenenti al gruppo terrestre - Mercurio, Venere, Terra, Marte - hanno dimensioni e masse piccole, la densità media di questi pianeti è parecchie volte superiore alla densità dell'acqua; ruotano lentamente attorno ai propri assi; hanno pochi satelliti (Mercurio e Venere non ne hanno affatto, Marte ne ha due minuscoli, la Terra ne ha uno).

Somiglianze e differenze si rivelano anche studiando le atmosfere dei pianeti terrestri S.G. Khoroshavin. Concetti delle scienze naturali moderne. Corso di conferenze - Rostov sul Don, 2006.

Mercurio

Mercurio è il quarto pianeta più luminoso: alla sua massima luminosità è luminoso quasi quanto Sirio, solo Venere, Marte e Giove sono più luminosi. Tuttavia, Mercurio è un oggetto molto difficile da osservare a causa della sua piccola orbita e quindi della vicinanza al Sole. Ad occhio nudo Mercurio è un punto luminoso, ma con un telescopio potente sembra una mezzaluna o un cerchio incompleto. I cambiamenti nell'aspetto (fasi) del pianeta nel tempo mostrano che Mercurio è una palla, illuminata dal Sole da un lato e completamente buia dall'altro. Il diametro di questa palla è 4870 km.

Mercurio ruota lentamente attorno al proprio asse, sempre rivolto verso il Sole con un lato. Pertanto, il periodo di rivoluzione attorno al Sole (anno mercuriano) è di circa 88 giorni terrestri e il periodo di rotazione attorno al suo asse è di 58 giorni. Si scopre che dall'alba al tramonto su Mercurio passa un anno, cioè 88 giorni terrestri. In effetti, la superficie di Mercurio è per molti versi simile alla superficie della Luna, anche se non sappiamo se sulla superficie di Mercurio siano effettivamente presenti mari e crateri. Mercurio ha una densità relativamente alta tra i pianeti del Sistema Solare: circa 5,44 g/cm3. Gli scienziati suggeriscono che ciò sia dovuto alla presenza di un massiccio nucleo metallico (presumibilmente costituito da ferro fuso con una densità fino a 10 g/cm3, con una temperatura di circa 2000 K), contenente oltre il 60% della massa del pianeta e circondato da un mantello di silicati e probabilmente da una crosta spessa 60-100 km.

Venere

Venere è osservata sia come "stella della sera" che come "stella del mattino" - Espero e Fosforo, come veniva chiamato nel mondo antico. Dopo il Sole e la Luna, Venere è il corpo celeste più luminoso e di notte gli oggetti da esso illuminati possono proiettare ombre. Venere è anche il pianeta più vicino alla Terra. È persino chiamata "sorella della Terra". Infatti, il raggio di Venere è quasi uguale a quello della Terra (0,95), la sua massa è 0,82 quella della Terra. Venere è stata studiata abbastanza bene dalle persone: sia la navicella spaziale sovietica della serie Venus che i Mariner americani si sono avvicinati al pianeta. Venere ruota attorno al Sole in 224,7 giorni terrestri, ma, a differenza di Mercurio, a questa cifra non è collegato nulla di interessante. Un fatto molto interessante è associato al periodo di rotazione del pianeta stesso attorno al proprio asse - 243 giorni terrestri (nella direzione opposta) e al periodo di rotazione della potente atmosfera venusiana, che compie una rivoluzione completa attorno al pianeta in.. . 4 giorni! Ciò corrisponde ad una velocità del vento sulla superficie di Venere di 100 m/s o 360 km/h! Ha un'atmosfera scoperta per la prima volta da M.V. Lomonosov nel 1761 durante il passaggio del pianeta attraverso il disco del sole. Il pianeta è avvolto da uno spesso strato di nuvole bianche, che ne nasconde la superficie. La presenza di spesse nuvole nell'atmosfera di Venere, probabilmente costituite da cristalli di ghiaccio, spiega l'elevata riflettività del pianeta: il 60% della luce solare incidente viene riflessa da esso. Gli scienziati moderni hanno stabilito che l'atmosfera venusiana è composta per il 96% da anidride carbonica CO2. Qui sono presenti anche azoto (quasi il 4%), ossigeno, vapore acqueo, gas nobili, ecc. (tutti meno dello 0,1%). La base dello spesso strato nuvoloso, situato ad un'altitudine di 50-70 km, sono piccole gocce di acido solforico con una concentrazione del 75-80% (il resto è acqua, attivamente “assorbita” dalle goccioline di acido). Su Venere ci sono vulcani attivi, poiché è noto con certezza che l'attività sismica e tettonica su Venere è stata molto attiva relativamente di recente. Anche la struttura interna di questo pseudo-gemello della Terra è simile alla struttura del nostro pianeta.

Terra

La nostra terra ci sembra così grande, solida e così importante per noi che tendiamo a dimenticare l'umile posizione che occupa nella famiglia dei pianeti del sistema solare. È vero, la Terra ha ancora un'atmosfera piuttosto densa che copre uno strato d'acqua sottile ed eterogeneo e persino un satellite titolare con un diametro di circa ½ del suo diametro. Tuttavia, questi segni particolari della Terra difficilmente possono servire come base sufficiente per il nostro “egocentrismo” cosmico. Ma, essendo un piccolo corpo astronomico, la Terra è il pianeta a noi più familiare. Raggio del globo R=6378 km. La rotazione del globo spiega nel modo più naturale il cambiamento del giorno e della notte, il sorgere e il tramontare delle stelle. Alcuni scienziati greci hanno anche ipotizzato il movimento annuale della Terra attorno al Sole. Il moto annuale della Terra sposta l'osservatore e provoca quindi uno spostamento visibile delle stelle più vicine rispetto a quelle più distanti. A rigor di termini, il centro di gravità del sistema Terra-Luna, il cosiddetto baricentro, si muove attorno al Sole; La Terra e la Luna descrivono le loro orbite attorno a questo centro durante il mese.

Le nostre idee sulla struttura interna e sullo stato fisico delle viscere del globo si basano su una varietà di dati, tra i quali sono essenziali i dati sismologici (la scienza dei terremoti e le leggi di propagazione delle onde elastiche nel globo). Lo studio della propagazione delle onde elastiche nel globo, derivanti durante terremoti o potenti esplosioni, ha permesso di scoprire e studiare la struttura stratificata dell'interno della terra.

L'oceano d'aria che circonda la Terra - la sua atmosfera - è l'arena in cui si verificano vari fenomeni meteorologici. L'atmosfera terrestre è costituita principalmente da azoto e ossigeno.

L'atmosfera terrestre è convenzionalmente divisa in cinque strati: troposfera, stratosfera, mesosfera, ionosfera ed esosfera. L'idrosfera, o oceano mondiale, la cui superficie è 2,5 volte più grande della terraferma, ha una grande influenza su molti processi che si verificano sul nostro pianeta. Il globo ha un campo magnetico. Al di fuori degli strati densi dell'atmosfera, è circondato da nubi invisibili di particelle ad alta energia che si muovono molto velocemente. Queste sono le cosiddette cinture di radiazione. La struttura e le proprietà della superficie del nostro pianeta, dei suoi gusci e delle cinture interne, del campo magnetico e delle radiazioni sono studiate da un complesso di scienze geofisiche.

Marte

Quando nel 1965 la stazione americana Mariner 4 scattò per la prima volta delle fotografie di Marte da una breve distanza, queste fotografie fecero scalpore. Gli astronomi erano pronti a vedere qualsiasi cosa tranne il paesaggio lunare. Era su Marte che coloro che volevano trovare la vita nello spazio avevano speranze speciali. Ma queste aspirazioni non si sono avverate: Marte si è rivelato senza vita. Secondo i dati moderni, il raggio di Marte è quasi la metà di quello della Terra (3390 km) e Marte è dieci volte meno massiccio della Terra. Questo pianeta orbita attorno al Sole in 687 giorni terrestri (1,88 anni). I giorni solari su Marte sono quasi uguali a quelli sulla Terra - 24 ore e 37 minuti, e l'asse di rotazione del pianeta è inclinato di 25 rispetto al piano orbitale), il che ci permette di concludere che il ciclo è simile a quello terrestre (per la Terra ci sono 23 stagioni.

Ma tutti i sogni degli scienziati sulla presenza della vita sul Pianeta Rosso si sono sciolti dopo che è stata stabilita la composizione dell'atmosfera di Marte. Per cominciare, va notato che la pressione sulla superficie del pianeta è 160 volte inferiore alla pressione dell’atmosfera terrestre. Ed è composto per il 95% da anidride carbonica, contiene quasi il 3% di azoto, più dell'1,5% di argon, circa l'1,3% di ossigeno, lo 0,1% di vapore acqueo, è presente anche monossido di carbonio, sono state trovate tracce di kripton e xeno. Naturalmente in un’atmosfera così rarefatta e inospitale non può esistere vita.

La temperatura media annuale su Marte è di circa -60; le variazioni di temperatura durante il giorno provocano forti tempeste di sabbia, durante le quali spesse nubi di sabbia e polvere si innalzano fino ad altezze di 20 km. La composizione del suolo marziano è stata finalmente rivelata durante gli studi sui lander americani Viking 1 e Viking 2. La lucentezza rossastra di Marte è causata dall'abbondanza di ossido di ferro III (ocra) nelle sue rocce superficiali. Il rilievo di Marte è molto interessante. Qui ci sono zone scure e zone chiare, come sulla Luna, ma a differenza della Luna, su Marte il cambiamento del colore della superficie non è associato a un cambiamento di altitudine: sia le zone chiare che quelle scure possono trovarsi alla stessa altitudine.

Fino ad ora, gli scienziati non conoscono la natura del cataclisma che ha causato i cambiamenti climatici globali su Marte, portando alle condizioni moderne.

Plutone: hanno tutti masse e dimensioni piccole, la loro densità media è molte volte superiore alla densità dell'acqua; sono in grado di ruotare lentamente attorno al proprio asse; hanno un piccolo numero di satelliti (Marte ne ha due, la Terra ne ha solo uno e Venere e Mercurio non ne hanno affatto).

La somiglianza dei pianeti nel gruppo terrestre non esclude alcune differenze. Ad esempio, Venere ruota nella direzione opposta al suo movimento attorno al Sole, e duecentoquarantatre volte più lentamente della Terra. Il periodo di rotazione di Mercurio (cioè l'anno di questo pianeta) è solo un terzo più lungo del periodo di rotazione attorno al proprio asse.

L'angolo di inclinazione dell'asse rispetto ai piani orbitali di Marte e della Terra è approssimativamente lo stesso, ma per Venere e Mercurio è completamente diverso. Proprio come la Terra, ci sono le stagioni, il che significa che anche Marte, sebbene quasi il doppio della Terra.

Forse anche il lontano Plutone, il più piccolo dei nove pianeti, può essere classificato come pianeta terrestre. Il diametro abituale di Plutone era di oltre duemila chilometri. Solo che il diametro del satellite di Plutone, Caronte, è solo 2 volte più piccolo. Pertanto, non è un dato di fatto che il sistema Plutone-Caronte, come il sistema Terra, sia un pianeta doppio.

Somiglianze e differenze si ritrovano anche nelle atmosfere dei pianeti terrestri. Venere e Marte hanno un'atmosfera, a differenza di Mercurio, che però, come la Luna, ne è praticamente privo. Venere ha un'atmosfera abbastanza densa, costituita principalmente da composti di zolfo e anidride carbonica. L'atmosfera di Marte, al contrario, è troppo rarefatta e molto povera di azoto e ossigeno. La pressione sulla superficie di Venere è quasi cento volte maggiore, mentre su Marte è quasi centocinquanta volte inferiore a quella sulla superficie terrestre.

Il calore sulla superficie di Venere è piuttosto elevato (circa cinquecento gradi Celsius) e rimane quasi sempre lo stesso. L'elevata temperatura della superficie di Venere è determinata dall'effetto serra. L'atmosfera spessa e densa rilascia i raggi del Sole, ma intrappola la radiazione termica infrarossa proveniente dalle superfici riscaldate. Il gas nell'atmosfera di un pianeta terrestre è in costante movimento. Spesso, durante una tempesta di polvere che dura più di un mese, una grande quantità di polvere si solleva nell'atmosfera di Marte.

introduzione

Tra i numerosi corpi celesti studiati dall'astronomia moderna, i pianeti occupano un posto speciale. Del resto sappiamo tutti bene che la Terra su cui viviamo è un pianeta, quindi i pianeti sono corpi sostanzialmente simili alla nostra Terra.

Ma nel mondo dei pianeti non ne troveremo nemmeno due completamente simili tra loro. La varietà delle condizioni fisiche sui pianeti è molto grande. La distanza del pianeta dal Sole (e quindi la quantità di calore solare e temperatura superficiale), le sue dimensioni, la tensione di gravità sulla superficie, l'orientamento dell'asse di rotazione, che determina il cambio delle stagioni, la presenza e la composizione dell'atmosfera, la struttura interna e molte altre proprietà sono diverse per tutti e nove i pianeti del sistema solare.

Parlando della varietà delle condizioni sui pianeti, possiamo acquisire una comprensione più profonda delle leggi del loro sviluppo e scoprire la loro relazione tra alcune proprietà dei pianeti. Quindi, ad esempio, la sua capacità di trattenere un'atmosfera di una o un'altra composizione dipende dalle dimensioni, dalla massa e dalla temperatura del pianeta, e la presenza dell'atmosfera, a sua volta, influenza il regime termico del pianeta.

Come dimostra lo studio delle condizioni in cui è possibile l'origine e l'ulteriore sviluppo della materia vivente, solo sui pianeti possiamo cercare segni dell'esistenza della vita organica. Ecco perché lo studio dei pianeti, oltre ad essere di interesse generale, riveste una grande importanza dal punto di vista della biologia spaziale.

Lo studio dei pianeti è di grande importanza, oltre all'astronomia, per altre aree della scienza, principalmente le scienze della Terra - geologia e geofisica, nonché per la cosmogonia - la scienza dell'origine e dello sviluppo dei corpi celesti, inclusa la nostra Terra.

I pianeti terrestri comprendono i pianeti: Mercurio, Venere, Terra e Marte.

Mercurio.

Informazioni generali.

Mercurio è il pianeta più vicino al Sole nel sistema solare. La distanza media da Mercurio al Sole è di soli 58 milioni di km. Tra i grandi pianeti, ha le dimensioni più piccole: il suo diametro è 4865 km (0,38 il diametro della Terra), la massa è 3,304 * 10 23 kg (0,055 la massa della Terra o 1:6025000 la massa del Sole); densità media 5,52 g/cm3. Mercurio è una stella luminosa, ma non è così facile vederla nel cielo. Il fatto è che, essendo vicino al Sole, Mercurio è sempre visibile per noi non lontano dal disco solare, allontanandosi da esso sia a sinistra (a est), sia a destra (a ovest) solo per un breve periodo distanza che non supera i 28 O. Pertanto può essere visto solo in quei giorni dell'anno in cui si allontana dal Sole alla sua massima distanza. Lasciamo, ad esempio, che Mercurio si allontani dal Sole verso sinistra. Il sole e tutti i luminari nel loro movimento quotidiano fluttuano nel cielo da sinistra a destra. Pertanto, prima tramonta il Sole, e poco più di un'ora dopo tramonta Mercurio, e dobbiamo cercare questo pianeta in basso sopra l'orizzonte occidentale.

Movimento.

Mercurio si muove attorno al Sole a una distanza media di 0,384 unità astronomiche (58 milioni di km) su un'orbita ellittica con una grande eccentricità di e-0,206; al perielio la distanza dal Sole è di 46 milioni di km, e all'afelio di 70 milioni di km. Il pianeta completa un'orbita completa attorno al Sole in tre mesi terrestri o 88 giorni ad una velocità di 47,9 km/sec. Muovendosi lungo il suo percorso attorno al Sole, Mercurio allo stesso tempo ruota attorno al proprio asse in modo che la stessa metà sia sempre rivolta verso il Sole. Ciò significa che da un lato di Mercurio è sempre giorno e dall'altro è sempre notte. Negli anni '60. Utilizzando le osservazioni radar, è stato stabilito che Mercurio ruota attorno al proprio asse in avanti (cioè, come nel movimento orbitale) con un periodo di 58,65 giorni (rispetto alle stelle). La durata di un giorno solare su Mercurio è di 176 giorni. L'equatore è inclinato di 7° rispetto al piano della sua orbita. La velocità angolare di rotazione assiale di Mercurio è 3/2 della velocità orbitale e corrisponde alla velocità angolare del suo movimento in orbita quando il pianeta è al perielio. Sulla base di ciò, si può presumere che la velocità di rotazione di Mercurio sia dovuta alle forze di marea provenienti dal Sole.

Atmosfera.

Mercurio potrebbe non avere atmosfera, sebbene la polarizzazione e le osservazioni spettrali indichino la presenza di un'atmosfera debole. Con l'aiuto del Mariner 10, è stato stabilito che Mercurio ha un guscio di gas altamente rarefatto, costituito principalmente da elio. Questa atmosfera è in equilibrio dinamico: ogni atomo di elio rimane al suo interno per circa 200 giorni, dopodiché lascia il pianeta e un'altra particella del plasma del vento solare prende il suo posto. Oltre all'elio, nell'atmosfera di Mercurio è stata trovata una quantità insignificante di idrogeno. È circa 50 volte inferiore all'elio.

Si è anche scoperto che Mercurio ha un campo magnetico debole, la cui forza è solo lo 0,7% di quella terrestre. L'inclinazione dell'asse del dipolo rispetto all'asse di rotazione di Mercurio è 12 0 (sulla Terra 11 0)

La pressione sulla superficie del pianeta è circa 500 miliardi di volte inferiore a quella sulla superficie della Terra.

Temperatura.

Mercurio è molto più vicino al Sole che alla Terra. Pertanto, il sole splende su di esso e riscalda 7 volte più forte del nostro. Sul lato diurno di Mercurio fa un caldo terribile, c'è un caldo eterno. Le misurazioni mostrano che la temperatura sale a 400 O sopra lo zero. Ma sul lato notturno dovrebbero esserci sempre forti gelate, che probabilmente raggiungono i 200 O e anche i 250 O sotto zero. Si scopre che metà è un deserto di pietre calde e l'altra metà è un deserto ghiacciato, forse ricoperto di gas ghiacciati.

Superficie.

Dal percorso ravvicinato della navicella spaziale Mariner 10 nel 1974, oltre il 40% della superficie di Mercurio è stata fotografata con una risoluzione da 4 mm a 100 m, il che ha reso possibile vedere Mercurio più o meno allo stesso modo della Luna nell'oscurità dalla Terra. L'abbondanza di crateri è la caratteristica più evidente della sua superficie, che a prima vista può essere paragonata alla Luna.

La morfologia dei crateri, infatti, è vicina a quella lunare, l'origine dell'impatto è fuori dubbio: la maggior parte presenta un fusto definito, tracce di eiezioni di materiale frantumato durante l'impatto, con formazione in alcuni casi di caratteristici raggi luminosi e un campo di crateri secondari. In molti crateri si distinguono una collina centrale e una struttura terrazzata del versante interno. È interessante notare che non solo quasi tutti i grandi crateri con un diametro superiore a 40-70 km presentano tali caratteristiche, ma anche un numero significativamente maggiore di crateri più piccoli, nell'intervallo di 5-70 km (ovviamente stiamo parlando di crateri ben -crateri conservati qui). Queste caratteristiche sono da attribuire sia alla maggiore energia cinetica dei corpi che cadono sulla superficie, sia al materiale stesso della superficie.

Il grado di erosione e levigatura dei crateri varia. In generale i crateri di Mercurio sono meno profondi rispetto a quelli lunari, il che si spiega anche con la maggiore energia cinetica dei meteoriti dovuta alla maggiore accelerazione di gravità su Mercurio che sulla Luna. Pertanto, il cratere che si forma all'impatto viene riempito in modo più efficiente con il materiale espulso. Per lo stesso motivo, i crateri secondari si trovano più vicini a quello centrale che sulla Luna, e i depositi di materiale frantumato mascherano in misura minore le forme di rilievo primarie. Gli stessi crateri secondari sono più profondi di quelli lunari, il che si spiega ancora con il fatto che i frammenti che cadono in superficie subiscono una maggiore accelerazione dovuta alla gravità.

Come sulla Luna, a seconda del rilievo si distinguono prevalentemente zone “continentali” irregolari e zone “marine” molto più lisce. Queste ultime sono prevalentemente cavità, che però sono significativamente più piccole che sulla Luna e le loro dimensioni non superano solitamente i 400-600 km; Inoltre, alcuni bacini sono scarsamente distinguibili rispetto allo sfondo del terreno circostante. Fa eccezione il citato vasto bacino Canoris (Mare di Calore), lungo circa 1300 km, che ricorda il famoso Mare delle Piogge sulla Luna.

Nella parte continentale predominante della superficie di Mercurio si possono distinguere sia aree fortemente craterizzate, con il maggior grado di degradazione dei crateri, sia antichi altipiani intercraterici che occupano vasti territori, indicando un diffuso vulcanismo antico. Queste sono le morfologie preservate più antiche del pianeta. Le superfici livellate dei bacini sono ovviamente ricoperte dallo strato più spesso di rocce frantumate: la regolite. Insieme ad un piccolo numero di crateri, ci sono creste piegate che ricordano la luna. Alcune delle zone pianeggianti adiacenti ai bacini si sono formate probabilmente per la deposizione del materiale da essi espulso. Allo stesso tempo, per la maggior parte delle pianure sono state trovate prove certe della loro origine vulcanica, ma si tratta di vulcanismo di data successiva rispetto agli altipiani intercraterici. Uno studio attento rivela un'altra caratteristica interessante che fa luce sulla storia della formazione del pianeta. Stiamo parlando di tracce caratteristiche dell'attività tettonica su scala globale sotto forma di specifiche sporgenze ripide o scarpate. Le scarpate hanno una lunghezza compresa tra 20 e 500 km e altezze dei pendii da diverse centinaia di metri a 1-2 km. Nella loro morfologia e geometria della posizione sulla superficie, differiscono dalle solite rotture e faglie tettoniche osservate sulla Luna e su Marte, e si sono formate piuttosto a causa di spinte, strati dovuti allo stress nello strato superficiale che si è formato durante la compressione di Mercurio . Ciò è evidenziato dallo spostamento orizzontale delle creste di alcuni crateri.

Alcune scarpate furono bombardate e parzialmente distrutte. Ciò significa che si sono formati prima dei crateri sulla loro superficie. Sulla base del restringimento dell'erosione di questi crateri, possiamo giungere alla conclusione che la compressione della crosta è avvenuta durante la formazione dei “mari” circa 4 miliardi di anni fa. La ragione più probabile della compressione dovrebbe essere considerata, a quanto pare, l'inizio del raffreddamento di Mercurio. Secondo un'altra interessante ipotesi avanzata da alcuni esperti, un meccanismo alternativo per la potente attività tettonica del pianeta durante questo periodo potrebbe essere un rallentamento mareale della rotazione del pianeta di circa 175 volte: dal valore inizialmente ipotizzato di circa 8 ore a 58,6 giorni.

Venere.

Informazioni generali.

Venere è il secondo pianeta più vicino al Sole, ha quasi le stesse dimensioni della Terra e la sua massa supera l'80% della massa terrestre. Per questi motivi, Venere è talvolta chiamata gemella o sorella della Terra. Tuttavia, la superficie e l'atmosfera di questi due pianeti sono completamente diverse. Sulla Terra ci sono i fiumi, i laghi, gli oceani e l'atmosfera che respiriamo. Venere è un pianeta estremamente caldo con una densa atmosfera che sarebbe fatale per l’uomo. La distanza media da Venere al Sole è di 108,2 milioni di km; è quasi costante, poiché l'orbita di Venere è più vicina a un cerchio rispetto al nostro pianeta. Venere riceve dal Sole più del doppio della luce e del calore rispetto alla Terra. Tuttavia, sul lato in ombra su Venere prevale il gelo a più di 20 gradi sotto zero, poiché qui i raggi del sole non arrivano per molto tempo. Il pianeta ha un'atmosfera molto densa, profonda e molto nuvolosa, che ci impedisce di vedere la superficie del pianeta. L'atmosfera (guscio di gas) fu scoperta da M.V. Lomonosov nel 1761, che mostrò anche la somiglianza di Venere con la Terra. Il pianeta non ha satelliti.

Movimento.

Venere ha un'orbita quasi circolare (eccentricità 0,007), che percorre in 224,7 giorni terrestri alla velocità di 35 km/sec. ad una distanza di 108,2 milioni di km dal Sole. Venere ruota attorno al proprio asse in 243 giorni terrestri, il tempo più lungo tra tutti i pianeti. Attorno al proprio asse, Venere ruota nella direzione opposta, cioè nella direzione opposta al suo movimento orbitale. Una rotazione così lenta e, inoltre, inversa significa che, se visto da Venere, il Sole sorge e tramonta solo due volte l'anno, poiché un giorno venusiano è pari a 117 giorni terrestri. L'asse di rotazione di Venere è quasi perpendicolare al piano orbitale (inclinazione 3°), quindi non ci sono stagioni: un giorno è simile a un altro, ha la stessa durata e lo stesso tempo. Questa uniformità meteorologica è ulteriormente rafforzata dalla specificità dell'atmosfera venusiana, il suo forte effetto serra. Inoltre, Venere, come la Luna, ha le sue fasi.

Temperatura.

La temperatura è di circa 750 K su tutta la superficie sia di giorno che di notte. Il motivo di una temperatura così elevata vicino alla superficie di Venere è l'effetto serra: i raggi del sole attraversano le nuvole della sua atmosfera con relativa facilità e riscaldano la superficie del pianeta, ma la radiazione termica infrarossa della superficie stessa esce attraverso l'atmosfera tornare nello spazio con grande difficoltà. Sulla Terra, dove la quantità di anidride carbonica nell’atmosfera è piccola, l’effetto serra naturale aumenta la temperatura globale di 30°C, e su Venere aumenta la temperatura di altri 400°C. Studiando le conseguenze fisiche del più forte effetto serra su Venere, abbiamo una buona idea dei risultati che potrebbero derivare dall'accumulo di calore in eccesso sulla Terra, causato dalla crescente concentrazione di anidride carbonica nell'atmosfera a causa della combustione dei combustibili fossili: carbone e petrolio.

Nel 1970, la prima navicella spaziale ad arrivare su Venere riuscì a resistere al caldo intenso solo per circa un'ora, ma fu appena il tempo sufficiente per inviare dati sulla Terra sulle condizioni sulla superficie.

Atmosfera.

La misteriosa atmosfera di Venere è stata il fulcro di un programma di esplorazione robotica negli ultimi due decenni. Gli aspetti più importanti della sua ricerca sono stati la composizione chimica, la struttura verticale e la dinamica dell'ambiente aereo. Molta attenzione è stata prestata alla copertura nuvolosa, che svolge il ruolo di barriera insormontabile alla penetrazione delle onde elettromagnetiche della gamma ottica nelle profondità dell'atmosfera. Durante le riprese televisive di Venere è stato possibile ottenere un'immagine solo della copertura nuvolosa. La straordinaria secchezza dell'aria e il suo fenomenale effetto serra, a causa del quale la temperatura effettiva della superficie e degli strati inferiori della troposfera risultava essere più di 500 gradi superiore a quella effettiva (di equilibrio), erano incomprensibili.

L'atmosfera di Venere è estremamente calda e secca, a causa dell'effetto serra. È una densa coltre di anidride carbonica che trattiene il calore proveniente dal sole. Di conseguenza, si accumula una grande quantità di energia termica. La pressione in superficie è di 90 bar (come nei mari della Terra a una profondità di 900 m). Le astronavi devono essere progettate per resistere alla forza schiacciante e schiacciante dell'atmosfera.

L'atmosfera di Venere è costituita principalmente da anidride carbonica (CO 2) -97%, che può agire come una sorta di coperta, intrappolando il calore solare, nonché da una piccola quantità di azoto (N 2) -2,0%, vapore acqueo (H 2 O) -0,05% e ossigeno (O) -0,1%. L'acido cloridrico (HCl) e l'acido fluoridrico (HF) sono stati riscontrati come impurità minori. La quantità totale di anidride carbonica su Venere e sulla Terra è approssimativamente la stessa. Solo sulla Terra è legato nelle rocce sedimentarie e in parte assorbito dalle masse d'acqua degli oceani, ma su Venere è tutto concentrato nell'atmosfera. Durante il giorno, la superficie del pianeta è illuminata dalla luce solare diffusa con approssimativamente la stessa intensità di una giornata nuvolosa sulla Terra. Di notte su Venere sono stati visti molti fulmini.

Le nubi di Venere sono costituite da microscopiche goccioline di acido solforico concentrato (H 2 SO 4). Lo strato superiore delle nuvole si trova a 90 km dalla superficie, la temperatura è di circa 200 K; lo strato più basso è a 30 km, la temperatura è di circa 430 K. Anche più in basso fa così caldo che non ci sono nuvole. Naturalmente non c'è acqua liquida sulla superficie di Venere. L'atmosfera di Venere a livello dello strato nuvoloso superiore ruota nella stessa direzione della superficie del pianeta, ma molto più velocemente, completando una rivoluzione in 4 giorni; questo fenomeno è chiamato superrotazione e non è stata ancora trovata alcuna spiegazione.

Superficie.

La superficie di Venere è ricoperta da centinaia di migliaia di vulcani. Ce ne sono diversi molto grandi: alti 3 km e larghi 500 km. Ma la maggior parte dei vulcani ha un diametro di 2-3 km e un'altezza di circa 100 m. L'effusione della lava su Venere richiede molto più tempo che sulla Terra. Venere è troppo calda per il ghiaccio, la pioggia o le tempeste, quindi non ci sono agenti atmosferici significativi. Ciò significa che i vulcani e i crateri non sono cambiati molto da quando si sono formati milioni di anni fa.

Venere è ricoperta di rocce dure. La lava calda circola sotto di loro, provocando tensione nel sottile strato superficiale. La lava erutta costantemente da buchi e fratture nella solida roccia. Inoltre, i vulcani emettono costantemente getti di piccole goccioline di acido solforico. In alcuni punti, la lava densa, che trasuda gradualmente, si accumula sotto forma di enormi pozzanghere larghe fino a 25 km. In altri luoghi, enormi bolle di lava formano cupole sulla superficie, che poi crollano.

Sulla superficie di Venere è stata scoperta una roccia ricca di potassio, uranio e torio, che in condizioni terrestri corrisponde alla composizione non delle rocce vulcaniche primarie, ma di quelle secondarie che hanno subito lavorazioni esogene. In altri luoghi la superficie contiene pietrisco grossolano e materiale a blocchi di rocce scure con una densità di 2,7-2,9 g/cm e altri elementi caratteristici dei basalti. Pertanto, le rocce superficiali di Venere si sono rivelate le stesse di quelle sulla Luna, Mercurio e Marte, rocce ignee eruttate di composizione base.

Poco si sa della struttura interna di Venere. Probabilmente ha un nucleo metallico che occupa il 50% del raggio. Ma il pianeta non ha un campo magnetico a causa della sua rotazione molto lenta.

Venere non è affatto il mondo ospitale che avrebbe dovuto essere una volta. Con la sua atmosfera di anidride carbonica, nuvole di acido solforico e un caldo terribile, è completamente inadatto all'uomo. Sotto il peso di queste informazioni, alcune speranze sono crollate: dopotutto, meno di 20 anni fa, molti scienziati consideravano Venere un oggetto più promettente per l'esplorazione spaziale rispetto a Marte.

Terra.

Informazioni generali.

La Terra è il terzo pianeta nel sistema solare a partire dal Sole. La forma della Terra è prossima ad un ellissoide, appiattito ai poli e allungato nella zona equatoriale. Il raggio medio della Terra è 6371.032 km, polare - 6356.777 km, equatoriale - 6378.160 km. Peso: 5,976*1024 kg. La densità media della Terra è 5518 kg/m³. La superficie terrestre è di 510,2 milioni di km², di cui circa il 70,8% si trova negli oceani. La sua profondità media è di circa 3,8 km, quella massima (Fossa delle Marianne nell'Oceano Pacifico) è di 11.022 km; il volume dell'acqua è di 1.370 milioni di km³, la salinità media è di 35 g/l. La terra costituisce rispettivamente il 29,2% e forma sei continenti e isole. Si eleva sul livello del mare mediamente di 875 m; altezza massima (picco del Chomolungma nell'Himalaya) 8848 m. Le montagne occupano oltre 1/3 della superficie terrestre. I deserti coprono circa il 20% della superficie terrestre, le savane e i boschi - circa il 20%, le foreste - circa il 30%, i ghiacciai - oltre il 10%. Oltre il 10% del territorio è occupato da terreni agricoli.

La Terra ha un solo satellite: la Luna.

Grazie alle sue condizioni naturali uniche, forse uniche, nell'Universo, la Terra è diventata il luogo in cui è nata e si è sviluppata la vita organica. Di Secondo le moderne idee cosmogoniche, il pianeta si è formato circa 4,6 - 4,7 miliardi di anni fa da una nube protoplanetaria catturata dalla gravità del Sole. La formazione della prima, la più antica delle rocce studiate durò 100-200 milioni di anni. Circa 3,5 miliardi di anni fa sorsero le condizioni favorevoli all'emergere della vita. L'Homo sapiens (Homo sapiens) come specie è apparso circa mezzo milione di anni fa e la formazione del tipo moderno di uomo risale al tempo del ritiro del primo ghiacciaio, cioè circa 40 mila anni fa.

Movimento.

Come gli altri pianeti, si muove attorno al Sole su un'orbita ellittica con un'eccentricità di 0,017. La distanza dalla Terra al Sole nei diversi punti dell'orbita non è la stessa. La percorrenza media è di circa 149,6 milioni di km. Mentre il nostro pianeta si muove attorno al Sole, il piano dell'equatore terrestre si muove parallelo a se stesso in modo tale che in alcune parti dell'orbita il globo è inclinato verso il Sole con il suo emisfero settentrionale, e in altre - con il suo emisfero meridionale. Il periodo di rivoluzione attorno al Sole è di 365.256 giorni, con una rotazione giornaliera di 23 ore e 56 minuti. L'asse di rotazione della Terra si trova ad un angolo di 66,5º rispetto al piano del suo movimento attorno al Sole.

Atmosfera .

L'atmosfera terrestre è composta per il 78% da azoto e per il 21% da ossigeno (ci sono pochissimi altri gas nell'atmosfera); è il risultato di una lunga evoluzione sotto l'influenza di processi geologici, chimici e biologici. È possibile che l'atmosfera primordiale della Terra fosse ricca di idrogeno, che poi sfuggì. Il degasaggio del sottosuolo ha riempito l'atmosfera di anidride carbonica e vapore acqueo. Ma il vapore si condensò negli oceani e l’anidride carbonica rimase intrappolata nelle rocce carbonatiche. Pertanto, l'azoto è rimasto nell'atmosfera e l'ossigeno è apparso gradualmente come risultato dell'attività vitale della biosfera. Già 600 milioni di anni fa il contenuto di ossigeno nell’aria era 100 volte inferiore a quello attuale.

Il nostro pianeta è circondato da una vasta atmosfera. A seconda della temperatura, la composizione e le proprietà fisiche dell'atmosfera possono essere suddivise in diversi strati. La troposfera è la regione compresa tra la superficie terrestre e un'altitudine di 11 km. Questo è uno strato abbastanza spesso e denso che contiene la maggior parte del vapore acqueo presente nell'aria. In esso si svolgono quasi tutti i fenomeni atmosferici che interessano direttamente gli abitanti della Terra. La troposfera contiene nuvole, precipitazioni, ecc. Lo strato che separa la troposfera dallo strato atmosferico successivo, la stratosfera, è chiamato tropopausa. Questa è una zona con temperature molto basse.

La composizione della stratosfera è la stessa della troposfera, ma in essa si forma e si concentra l'ozono. La ionosfera, cioè lo strato di aria ionizzata, si forma sia nella troposfera che negli strati inferiori. Riflette le onde radio ad alta frequenza.

La pressione atmosferica al livello della superficie dell'oceano è di circa 0,1 MPa in condizioni normali. Si ritiene che l'atmosfera terrestre sia cambiata notevolmente nel processo di evoluzione: si è arricchita di ossigeno e ha acquisito la sua composizione moderna come risultato dell'interazione a lungo termine con le rocce e con la partecipazione della biosfera, ad es. organismi vegetali e animali . La prova che tali cambiamenti sono effettivamente avvenuti sono, ad esempio, i depositi di carbone e gli spessi strati di depositi di carbonato nelle rocce sedimentarie che contengono enormi quantità di carbonio, che in precedenza faceva parte dell'atmosfera terrestre sotto forma di anidride carbonica e monossido di carbonio; Gli scienziati ritengono che l'antica atmosfera provenisse da prodotti gassosi di eruzioni vulcaniche; la sua composizione viene giudicata mediante analisi chimiche di campioni di gas “immmersi” nelle cavità di rocce antiche. I campioni studiati, che hanno circa 3,5 miliardi di anni, contengono circa il 60% di anidride carbonica e il restante 40% sono composti di zolfo, ammoniaca, acido cloridrico e acido fluoridrico. Azoto e gas inerti sono stati trovati in piccole quantità. Tutto l'ossigeno era legato chimicamente.

Per i processi biologici sulla Terra, l'ozonosfera è di grande importanza: lo strato di ozono situato ad un'altitudine compresa tra 12 e 50 km. L'area superiore a 50-80 km è chiamata ionosfera. Gli atomi e le molecole in questo strato vengono intensamente ionizzati sotto l'influenza della radiazione solare, in particolare della radiazione ultravioletta. Se non fosse per lo strato di ozono, i flussi di radiazioni raggiungerebbero la superficie della Terra, causando la distruzione degli organismi viventi che vi vivono. Infine, a distanze superiori a 1000 km, il gas è così rarefatto che le collisioni tra le molecole cessano di svolgere un ruolo significativo e gli atomi sono più della metà ionizzati. Ad un'altitudine di circa 1,6 e 3,7 raggi terrestri si trovano la prima e la seconda fascia di radiazione.

La struttura del pianeta.

Il ruolo principale nello studio della struttura interna della Terra è svolto dai metodi sismici basati sullo studio della propagazione nel suo spessore delle onde elastiche (sia longitudinali che trasversali) che si verificano durante eventi sismici - durante i terremoti naturali e come risultato di esplosioni. Sulla base di questi studi, la Terra viene convenzionalmente divisa in tre regioni: la crosta, il mantello e il nucleo (al centro). Lo strato più esterno - la crosta - ha uno spessore medio di circa 35 km. I principali tipi di crosta terrestre sono continentali (continentali) e oceanici; Nella zona di transizione dal continente all'oceano si sviluppa un tipo intermedio di crosta. Lo spessore della crosta varia in un intervallo abbastanza ampio: la crosta oceanica (tenendo conto dello strato d'acqua) è spessa circa 10 km, mentre lo spessore della crosta continentale è decine di volte maggiore. I sedimenti superficiali occupano uno strato spesso circa 2 km. Sotto di loro c'è uno strato di granito (nei continenti il ​​suo spessore è di 20 km), e sotto c'è uno strato di basalto (crosta inferiore) di circa 14 km (sia nei continenti che negli oceani). La densità al centro della Terra è di circa 12,5 g/cm³. Le densità medie sono: 2,6 g/cm³ - sulla superficie terrestre, 2,67 g/cm³ - per il granito, 2,85 g/cm³ - per il basalto.

Il mantello terrestre, chiamato anche guscio di silicato, si estende ad una profondità compresa tra 35 e 2885 km circa. È separato dalla crosta da un confine netto (il cosiddetto confine di Mohorovich), più profondo del quale le velocità delle onde sismiche elastiche sia longitudinali che trasversali, nonché la densità meccanica, aumentano bruscamente. Le densità nel mantello aumentano con la profondità da circa 3,3 a 9,7 g/cm³. Ampie placche litosferiche si trovano nella crosta e (parzialmente) nel mantello. I loro movimenti secolari non solo determinano la deriva dei continenti, che influisce in modo significativo sull'aspetto della Terra, ma influiscono anche sulla posizione delle zone sismiche sul pianeta. Un altro confine scoperto con metodi sismici (il confine di Gutenberg) – tra il mantello e il nucleo esterno – si trova a una profondità di 2775 km. Su di esso, la velocità delle onde longitudinali diminuisce da 13,6 km/s (nel mantello) a 8,1 km/s (nel nucleo), e la velocità delle onde trasversali diminuisce da 7,3 km/s a zero. Quest'ultimo significa che il nucleo esterno è liquido. Secondo i concetti moderni, il nucleo esterno è costituito da zolfo (12%) e ferro (88%). Infine, a profondità superiori a 5.120 km, i metodi sismici rivelano la presenza di un nucleo interno solido, che rappresenta l'1,7% della massa terrestre. Presumibilmente è una lega ferro-nichel (80% Fe, 20% Ni).

Il campo gravitazionale della Terra è descritto con elevata precisione dalla legge di gravitazione universale di Newton. L'accelerazione della gravità sulla superficie terrestre è determinata sia dalle forze gravitazionali che da quelle centrifughe dovute alla rotazione terrestre. L'accelerazione di gravità sulla superficie del pianeta è di 9,8 m/s².

La terra ha anche campi magnetici ed elettrici. Il campo magnetico sopra la superficie terrestre è costituito da una parte costante (o che cambia molto lentamente) e da una parte variabile; quest'ultimo è solitamente attribuito alle variazioni del campo magnetico. Il campo magnetico principale ha una struttura vicina al dipolo. Il momento di dipolo magnetico della Terra, pari a 7,98T10^25 unità SGSM, è diretto approssimativamente in senso opposto a quello meccanico, anche se attualmente i poli magnetici sono leggermente spostati rispetto a quelli geografici. La loro posizione, tuttavia, cambia nel tempo e, sebbene questi cambiamenti siano piuttosto lenti, nel corso dei periodi geologici, secondo i dati paleomagnetici, vengono rilevate anche inversioni magnetiche, cioè inversioni di polarità. Le intensità del campo magnetico ai poli magnetici nord e sud sono rispettivamente 0,58 e 0,68 Oe, e all'equatore geomagnetico - circa 0,4 Oe.

Il campo elettrico sopra la superficie terrestre ha un'intensità media di circa 100 V/m ed è diretto verticalmente verso il basso: questo è il cosiddetto campo con tempo sereno, ma questo campo subisce variazioni significative (sia periodiche che irregolari).

Luna.

La Luna è il satellite naturale della Terra e il corpo celeste più vicino a noi. La distanza media dalla Luna è di 384.000 chilometri, il diametro della Luna è di circa 3.476 km. La densità media della Luna è di 3,347 g/cm³, ovvero circa 0,607 la densità media della Terra. La massa del satellite è di 73 trilioni di tonnellate. L'accelerazione di gravità sulla superficie della Luna è di 1.623 m/s².

La Luna si muove attorno alla Terra ad una velocità media di 1,02 km/sec su un'orbita approssimativamente ellittica, nella stessa direzione in cui si muove la stragrande maggioranza degli altri corpi del Sistema Solare, cioè in senso antiorario guardando l'orbita della Luna dal piano. Polo Nord. Il periodo di rivoluzione della Luna attorno alla Terra, il cosiddetto mese siderale, è pari a 27,321661 giorni medi, ma è soggetto a lievi oscillazioni e ad una piccolissima riduzione secolare.

Non essendo protetta dall'atmosfera, la superficie della Luna si riscalda fino a +110°C durante il giorno e si raffredda fino a -120°C di notte, tuttavia, come hanno dimostrato le osservazioni radio, queste enormi fluttuazioni di temperatura penetrano solo per pochi decimetri profondo a causa della conduttività termica estremamente debole degli strati superficiali.

Il rilievo della superficie lunare è stato chiarito soprattutto grazie a molti anni di osservazioni telescopiche. I “mari lunari”, che occupano circa il 40% della superficie visibile della Luna, sono pianure pianeggianti intersecate da fessure e basse creste tortuose; Ci sono relativamente pochi grandi crateri nei mari. Molti mari sono circondati da dorsali ad anelli concentrici. La restante superficie, più chiara, è ricoperta da numerosi crateri, creste a forma di anello, solchi e così via.

Marte.

Informazioni generali.

Marte è il quarto pianeta del sistema solare. Marte - dal greco "Mas" - potere maschile - il dio della guerra. Secondo le sue caratteristiche fisiche di base, Marte appartiene ai pianeti terrestri. In diametro è quasi la metà delle dimensioni della Terra e di Venere. La distanza media dal Sole è 1,52 UA. Il raggio equatoriale è di 3380 km. La densità media del pianeta è di 3950 kg/m³. Marte ha due satelliti: Phobos e Deimos.

Atmosfera.

Il pianeta è avvolto da un guscio gassoso, un'atmosfera che ha una densità inferiore a quella terrestre. Anche nelle profonde depressioni di Marte, dove la pressione atmosferica è maggiore, è circa 100 volte inferiore a quella sulla superficie della Terra, e a livello delle vette marziane è 500-1000 volte inferiore. La sua composizione ricorda l'atmosfera di Venere e contiene il 95,3% di anidride carbonica con una miscela di 2,7% di azoto, 1,6% di argon, 0,07% di monossido di carbonio, 0,13% di ossigeno e circa 0,03% di vapore acqueo, il contenuto che cambia, così come miscele di neon, kripton, xeno.

La temperatura media su Marte è significativamente più bassa che sulla Terra, circa -40° C. Nelle condizioni più favorevoli in estate, nella metà diurna del pianeta, l'aria si riscalda fino a 20° C - una temperatura completamente accettabile per gli abitanti della Terra. Ma in una notte d'inverno il gelo può raggiungere i -125° C. Tali sbalzi di temperatura sono causati dal fatto che la sottile atmosfera di Marte non è in grado di trattenere il calore per lungo tempo.

Sulla superficie del pianeta soffiano spesso forti venti, la cui velocità raggiunge i 100 m/s. La bassa gravità consente anche alle correnti d'aria sottili di sollevare enormi nuvole di polvere. A volte aree piuttosto vaste di Marte sono coperte da enormi tempeste di polvere. Dal settembre 1971 al gennaio 1972 imperversò una tempesta di polvere globale, sollevando nell'atmosfera circa un miliardo di tonnellate di polvere fino a un'altezza di oltre 10 km.

C'è pochissimo vapore acqueo nell'atmosfera di Marte, ma a bassa pressione e temperatura è in uno stato vicino alla saturazione e spesso si raccoglie nelle nuvole. Le nuvole marziane sono piuttosto inespressive rispetto a quelle terrestri, anche se hanno una varietà di forme e tipologie: cirri, ondulate, sottovento (vicino a grandi montagne e sotto le pendici di grandi crateri, in luoghi protetti dai venti). C'è spesso nebbia sulle pianure, sui canyon, sulle valli e sul fondo dei crateri durante le ore fredde della giornata.

Come mostrano le fotografie delle stazioni di atterraggio americane Viking 1 e Viking 2, il cielo marziano con tempo sereno ha un colore rosato, che si spiega con la diffusione della luce solare sulle particelle di polvere e l'illuminazione della foschia da parte della superficie arancione del pianeta . In assenza di nubi, l’involucro gassoso di Marte è molto più trasparente di quello terrestre, anche per quanto riguarda i raggi ultravioletti, pericolosi per gli organismi viventi.

Le stagioni.

Un giorno solare su Marte dura 24 ore e 39 minuti. 35 secondi. La significativa inclinazione dell'equatore rispetto al piano orbitale porta al fatto che in alcune parti dell'orbita, prevalentemente le latitudini settentrionali di Marte sono illuminate e riscaldate dal Sole, mentre in altre - quelle meridionali, cioè il cambio delle stagioni si verifica. L'anno marziano dura circa 686,9 giorni. Il cambio delle stagioni su Marte avviene allo stesso modo che sulla Terra. I cambiamenti stagionali sono più pronunciati nelle regioni polari. In inverno, le calotte polari occupano un'area significativa. Il confine della calotta polare settentrionale può allontanarsi dal polo di un terzo della distanza dall'equatore, e il confine della calotta meridionale copre la metà di questa distanza. Questa differenza è causata dal fatto che nell'emisfero settentrionale l'inverno si verifica quando Marte passa attraverso il perielio della sua orbita, e nell'emisfero meridionale, quando passa attraverso l'afelio. Per questo motivo, l’inverno nell’emisfero meridionale è più freddo che nell’emisfero settentrionale. L'ellitticità dell'orbita marziana porta a differenze significative nel clima degli emisferi settentrionale e meridionale: alle medie latitudini, gli inverni sono più freddi e le estati sono più calde che nel sud, ma più brevi che nel nord, quando l'estate inizia nel nord Nell'emisfero di Marte, la calotta polare settentrionale diminuisce rapidamente, ma in questo momento ne cresce un'altra, vicino al polo sud, dove arriva l'inverno. Alla fine del XIX e all'inizio del XX secolo si credeva che le calotte polari di Marte fossero ghiacciai e neve. Secondo dati moderni, entrambe le calotte polari del pianeta - settentrionale e meridionale - sono costituite da anidride carbonica solida, ad es. ghiaccio secco, che si forma quando l'anidride carbonica, che fa parte dell'atmosfera marziana, congela e ghiaccio d'acqua mescolato con polvere minerale .

La struttura del pianeta.

A causa della sua massa ridotta, la gravità su Marte è quasi tre volte inferiore a quella della Terra. Attualmente la struttura del campo gravitazionale di Marte è stata studiata in dettaglio. Indica una leggera deviazione dalla distribuzione uniforme della densità sul pianeta. Il nucleo può avere un raggio fino alla metà del raggio del pianeta. Apparentemente è costituito da ferro puro o da una lega di Fe-FeS (solfuro di ferro) e possibilmente idrogeno disciolto in essi. Apparentemente il nucleo di Marte è parzialmente o completamente liquido.

Marte dovrebbe avere una crosta spessa 70-100 km. Tra il nucleo e la crosta è presente un mantello di silicati arricchito in ferro. Gli ossidi di ferro rossi presenti nelle rocce superficiali determinano il colore del pianeta. Ora Marte continua a raffreddarsi.

L'attività sismica del pianeta è debole.

Superficie.

La superficie di Marte, a prima vista, ricorda la Luna. Tuttavia, in realtà il suo rilievo è molto vario. Nel corso della lunga storia geologica di Marte, la sua superficie è stata alterata da eruzioni vulcaniche e terremoti. Profonde cicatrici sul volto del dio della guerra furono lasciate da meteoriti, vento, acqua e ghiaccio.

La superficie del pianeta è costituita da due parti contrastanti: antichi altopiani che coprono l'emisfero meridionale e pianure più giovani concentrate nelle latitudini settentrionali. Inoltre, spiccano due grandi regioni vulcaniche: Elysium e Tharsis. Il dislivello tra la zona montuosa e quella pianeggiante raggiunge i 6 km. Perché le diverse aree differiscono così tanto l’una dall’altra non è ancora chiaro. Forse questa divisione è associata a una catastrofe di lunga data: la caduta di un grande asteroide su Marte.

La parte di alta montagna ha conservato tracce di bombardamenti meteorici attivi avvenuti circa 4 miliardi di anni fa. I crateri meteorici coprono 2/3 della superficie del pianeta. Sugli antichi altopiani ce ne sono quasi tanti quanti sulla Luna. Ma molti crateri marziani sono riusciti a “perdere la loro forma” a causa degli agenti atmosferici. Alcuni di loro, a quanto pare, una volta furono spazzati via da corsi d'acqua. Le pianure settentrionali sembrano completamente diverse. 4 miliardi di anni fa c'erano molti crateri meteoritici su di loro, ma poi l'evento catastrofico, di cui abbiamo già parlato, li cancellò da 1/3 della superficie del pianeta e i suoi rilievi in ​​questa zona iniziarono a formarsi di nuovo. I singoli meteoriti sono caduti lì più tardi, ma in generale ci sono pochi crateri da impatto nel nord.

L'aspetto di questo emisfero è stato determinato dall'attività vulcanica. Alcune pianure sono completamente ricoperte da antiche rocce ignee. Flussi di lava liquida si diffusero sulla superficie, si solidificarono e lungo di essi scorrevano nuovi corsi d'acqua. Questi "fiumi" pietrificati sono concentrati attorno a grandi vulcani. Alle estremità delle lingue laviche si osservano strutture simili alle rocce sedimentarie terrestri. Probabilmente, quando le masse ignee calde sciolsero gli strati di ghiaccio sotterraneo, sulla superficie di Marte si formarono corpi d'acqua abbastanza grandi, che gradualmente si prosciugarono. L'interazione tra lava e ghiaccio sotterraneo ha portato anche alla comparsa di numerosi solchi e fessure. Nelle zone basse dell'emisfero settentrionale, lontano dai vulcani, si trovano le dune di sabbia. Ce ne sono molti soprattutto vicino alla calotta polare settentrionale.

L'abbondanza di paesaggi vulcanici indica che in un lontano passato Marte ha vissuto un'era geologica piuttosto turbolenta, molto probabilmente terminata circa un miliardo di anni fa. I processi più attivi si sono verificati nelle regioni di Elysium e Tharsis. Un tempo furono letteralmente spremuti fuori dalle viscere di Marte e ora emergono sulla sua superficie sotto forma di enormi rigonfiamenti: Elysium è alta 5 km, Tharsis è alta 10 km. Intorno a questi rigonfiamenti si concentrano numerose faglie, crepe e creste, tracce di antichi processi nella crosta marziana. Il più ambizioso sistema di canyon, profondo diversi chilometri, le Valles Marineris, inizia in cima ai Monti Tharsis e si estende per 4mila chilometri verso est. Nella parte centrale della valle la sua larghezza raggiunge diverse centinaia di chilometri. In passato, quando l'atmosfera di Marte era più densa, l'acqua poteva scorrere nei canyon, creando al loro interno laghi profondi.

I vulcani di Marte sono fenomeni eccezionali per gli standard terreni. Ma anche tra questi spicca il vulcano Olimpo, situato nel nord-ovest dei Monti Tharsis. Il diametro della base di questa montagna raggiunge i 550 km e l'altezza è di 27 km, cioè è tre volte più grande dell'Everest, la vetta più alta della Terra. L'Olimpo è coronato da un enorme cratere di 60 chilometri. Un altro vulcano, Alba, è stato scoperto a est della parte più alta dei Monti Tharsis. Anche se non può competere con l'Olimpo in altezza, il suo diametro di base è quasi tre volte più grande.

Questi coni vulcanici erano il risultato di tranquille effusioni di lava molto liquida, simile nella composizione alla lava dei vulcani terrestri delle Isole Hawaii. Tracce di cenere vulcanica sui pendii di altre montagne suggeriscono che su Marte a volte si sono verificate eruzioni catastrofiche.

In passato, l’acqua corrente ha svolto un ruolo enorme nella formazione della topografia marziana. Nelle prime fasi dello studio, Marte sembrava agli astronomi un pianeta deserto e senz'acqua, ma quando la superficie di Marte fu fotografata a distanza ravvicinata, si scoprì che nei vecchi altopiani c'erano spesso dei burroni che sembravano essere stati lasciati dall'acqua corrente. Alcuni di loro sembrano essere stati attraversati da ruscelli tempestosi e impetuosi molti anni fa. A volte si estendono per molte centinaia di chilometri. Alcuni di questi “flussi” sono piuttosto antichi. Altre valli sono molto simili ai letti dei calmi fiumi terreni. Probabilmente devono la loro comparsa allo scioglimento dei ghiacci sotterranei.

Alcune informazioni aggiuntive su Marte possono essere ottenute con metodi indiretti basati sullo studio dei suoi satelliti naturali: Phobos e Deimos.

Satelliti di Marte.

Le lune di Marte furono scoperte l'11 e il 17 agosto 1877 durante la grande opposizione dell'astronomo americano Asaph Hall. I satelliti ricevettero tali nomi dalla mitologia greca: Phobos e Deimos - i figli di Ares (Marte) e Afrodite (Venere), accompagnavano sempre il loro padre. Tradotto dal greco, "phobos" significa "paura" e "deimos" significa "orrore".

Phobos. Deimos.

Entrambi i satelliti di Marte si muovono quasi esattamente sul piano dell'equatore del pianeta. Con l'aiuto della navicella spaziale si è accertato che Phobos e Deimos hanno una forma irregolare e nella loro posizione orbitale rimangono sempre rivolti verso il pianeta con lo stesso lato. Le dimensioni di Phobos sono di circa 27 km e Deimos di circa 15 km. La superficie delle lune di Marte è costituita da minerali molto scuri ed è ricoperta da numerosi crateri. Uno di essi, su Phobos, ha un diametro di circa 5,3 km. I crateri furono probabilmente formati dal bombardamento di meteoriti; non è nota l'origine del sistema di solchi paralleli. La velocità angolare del movimento orbitale di Phobos è così elevata che, superando la rotazione assiale del pianeta, sorge, a differenza di altri luminari, a ovest e tramonta a est.

La ricerca della vita su Marte.

Da molto tempo si ricercano forme di vita extraterrestre su Marte. Durante l'esplorazione del pianeta con la navicella spaziale Viking, sono stati eseguiti tre complessi esperimenti biologici: decomposizione della pirolisi, scambio di gas e decomposizione dell'etichetta. Si basano sull'esperienza di studio della vita terrena. L'esperimento di decomposizione della pirolisi si basava sulla determinazione dei processi di fotosintesi che coinvolgono il carbonio, l'esperimento di decomposizione dell'etichetta si basava sul presupposto che l'acqua fosse necessaria per l'esistenza e l'esperimento di scambio di gas teneva conto del fatto che la vita marziana deve utilizzare l'acqua come solvente. Sebbene tutti e tre gli esperimenti biologici abbiano dato risultati positivi, sono probabilmente di natura non biologica e possono essere spiegati da reazioni inorganiche della soluzione nutritiva con una sostanza di natura marziana. Quindi, possiamo riassumere che Marte è un pianeta che non ha le condizioni per l'emergere della vita.

Conclusione

Abbiamo conosciuto lo stato attuale del nostro pianeta e dei pianeti del gruppo Terra. Il futuro del nostro pianeta, e in effetti dell’intero sistema planetario, se non accadrà nulla di inaspettato, sembra chiaro. La probabilità che l’ordine stabilito del moto planetario venga sconvolto da qualche stella errante è piccola, anche entro pochi miliardi di anni. Nel prossimo futuro non possiamo aspettarci grandi cambiamenti nel flusso di energia solare. È probabile che le ere glaciali possano ripetersi. Una persona può cambiare il clima, ma così facendo può commettere un errore. I continenti sorgeranno e cadranno nelle epoche successive, ma speriamo che i processi avvengano lentamente. Di tanto in tanto sono possibili massicci impatti di meteoriti.

Ma sostanzialmente il sistema solare manterrà il suo aspetto moderno.

Piano.

1. Introduzione.

2. Mercurio.

3. Venere.

6. Conclusione.

7. Letteratura.

Pianeta Mercurio.

Superficie di Mercurio.

Pianeta Venere.

Superficie di Venere.

Pianeta Terra.

Superficie del terreno.

Il pianeta Marte.

Superficie di Marte.

Pianeti terrestri Pianeti terrestri 4 pianeti del sistema solare: Mercurio, Venere, Terra e Marte. Nella struttura e nella composizione, alcuni asteroidi pietrosi sono vicini a loro, ad esempio Vesta. I pianeti terrestri hanno un'alta densità e... ... Wikipedia

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Pianeti- Pianeti adatti alla nascita della vita Dipendenza teorica della zona di ubicazione dei pianeti adatti a sostenere la vita (evidenziati in verde) dal tipo di stella. La scala orbitale non viene rispettata... Wikipedia

Pianeti giganti- 4 pianeti del sistema solare: Giove, Saturno, Urano, Nettuno; situato fuori dall'anello dei pianeti minori. Rispetto ai pianeti allo stato solido del gruppo terrestre (interno), sono tutti pianeti gassosi, hanno grandi dimensioni, masse... Wikipedia

Pianeti- Pianeti. PIANETI, i corpi più massicci del Sistema Solare, che si muovono in orbite ellittiche attorno al Sole (vedi leggi di Keplero, si conoscono 9 pianeti). I cosiddetti pianeti terrestri (Mercurio, Venere, Terra, Marte) hanno corpi solidi... ... Dizionario enciclopedico illustrato

PIANETI- (dal greco planetes erranti) i corpi più massicci del Sistema Solare, muovendosi su orbite ellittiche attorno al Sole (vedi leggi di Keplero), brillano di luce solare riflessa. La posizione dei pianeti nella direzione del Sole: Mercurio, Venere, ... ... Grande dizionario enciclopedico

Terra- Terra Fotografia della Terra scattata dalla navicella Apollo 17 Caratteristiche orbitali Afelio 152.097.701 km 1.0167103335 a. e...Wikipedia

Pianeti giganti- Per i pianeti giganti al di fuori del sistema solare, vedi Pianeta gassoso ... Wikipedia

pianeti- (dal greco planētēs errante), corpi celesti massicci che si muovono attorno al Sole su orbite ellittiche (vedi leggi di Keplero) e brillano per la luce solare riflessa. La posizione dei pianeti nella direzione del Sole: Mercurio, Venere, Terra, Marte... Dizionario enciclopedico

Pianeti giganti- pianeti del sistema solare: Giove, Saturno, Urano, Nettuno; situato fuori dall'anello dei pianeti minori (Vedi Pianeti minori). Rispetto ai pianeti terrestri (interni), hanno dimensioni, masse maggiori, una media inferiore... Grande Enciclopedia Sovietica

Libri

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• Spazio. Dal Sistema Solare nelle profondità dell'Universo, Mikhail Yakovlevich Marov. Il libro espone in una forma abbastanza concisa e popolare le idee moderne sullo spazio e sui corpi che lo abitano. Si tratta innanzitutto del Sole e del Sistema Solare, dei pianeti terrestri e...