Informații despre planetele terestre. Structura și viața universului. Cercetări curente asupra planetelor terestre

Studiind sistemul nostru solar timp de multe secole, astronomii au învățat și multe despre tipurile de planete care există în Universul nostru. Datorită descoperirii exoplanetelor, aceste cunoștințe s-au extins semnificativ: multe dintre aceste planete sunt similare cu cea pe care o numim acasă. Adevărat, „similar” nu înseamnă identitate exactă: dintre multele planete descoperite, sute sunt considerate giganți gazosi, iar sute sunt considerate „asemănătoare Pământului”. Ele sunt cunoscute și ca planete terestre, iar această denumire spune multe despre planetă.

Ce este o planetă terestră? Cunoscute și sub denumirea de planete solide, acestea sunt corpuri cerești compuse în principal din roci silicate și metale și au o suprafață solidă. Acest lucru îi diferențiază de giganții gazosi, care constau în principal din gaze precum hidrogen și heliu, apă și elemente grele în diferite stări.

Planetele terestre sunt similare ca structură și compoziție cu planeta Pământ.

Compoziție și caracteristici

Toate planetele terestre au aproximativ aceeași structură: un miez metalic central, în mare parte din fier, înconjurat de o manta de silicat. Astfel de planete au caracteristici similare de suprafață, inclusiv canioane, cratere, munți, vulcani și alte structuri dependente de prezența apei și de activitatea tectonică.

Planetele terestre au, de asemenea, atmosfere secundare care sunt create în timpul activității vulcanice sau impactului cometelor. Acest lucru îi diferențiază și de giganții gazosi, a căror atmosferă planetară este primordială și capturată direct din nebuloasa solară originală.

Planetele terestre sunt, de asemenea, cunoscute pentru că au puține sau deloc luni. Venus și Mercur nu au sateliți, Pământul are doar unul. Marte are doi - Phobos și Deimos - dar arată mai mult ca asteroizi mari decât sateliți reali. Spre deosebire de giganții gazosi, nici planetele terestre nu au un sistem de inele planetare.

Planetele terestre din sistemul solar

Toate planetele descoperite în sistemul solar interior - Mercur, Venus, Pământul și Marte - sunt reprezentanți de seamă ai grupului terestru. Toate acestea constau în mare parte din roci silicate și metal, care sunt distribuite între un miez metalic dens și o manta de silicat. Luna este similară cu aceste planete, dar miezul său de fier este mult mai mic.

Io și Europa sunt, de asemenea, sateliți care sunt similare ca structură cu planetele terestre. Modelarea compoziției lui Io a arătat că mantaua lunii este compusă aproape în întregime din roci silicate și fier, înconjurând un miez de fier și sulfură de fier. Europa, pe de altă parte, are un miez de fier care este înconjurat de un strat exterior de apă.

Planetele pitice precum Ceres și Pluto, precum și alți asteroizi mari, sunt similare cu planetele terestre prin faptul că au o suprafață stâncoasă. Cu toate acestea, ele constau mai mult din materiale de gheață decât din piatră.

Exoplanete terestre

Majoritatea planetelor descoperite în afara sistemului solar au fost giganți gazoase, deoarece sunt cel mai ușor de detectat. Dar din 2005, au fost descoperite sute de potențiale exoplanete terestre, în mare parte datorită misiunii spațiale Kepler. Majoritatea planetelor au devenit cunoscute ca „super-Pământ” (adică planete cu mase între Pământ și Neptun).

Exemple de exoplanete terestre, o planetă cu o masă de 7-9 terestre. Această planetă orbitează steaua pitică roșie Gliese 876, situată la 15 ani lumină de Pământ. Existența a trei (sau patru) exoplanete terestre a fost confirmată și între 2007 și 2010 în sistemul Gliese 581, o altă pitică roșie aflată la aproximativ 20 de ani lumină de Pământ.

Cel mai mic dintre ele, Gliese 581 e, are doar 1,9 masa Pământului, dar orbitează prea aproape de stea. Celelalte două, Gliese 581 c și Gliese 581 d, precum și a patra planetă propusă Gliese 581 g, sunt mai masive și orbitează în interiorul stelei "". Dacă aceste informații vor fi confirmate, sistemul va deveni interesant pentru prezența unor planete terestre potențial locuibile.

Prima exoplanetă terestră confirmată, Kepler-10b, o planetă cu masa Pământului 3-4 situată la 460 de ani lumină de Pământ, a fost descoperită în 2011 de misiunea Kepler. În același an, Observatorul Spațial Kepler a lansat o listă de 1.235 de candidați exoplanetari, inclusiv șase „super-Pământuri” situate în zona potențial locuibilă a stelei lor.

De atunci, Kepler a descoperit sute de planete cu dimensiuni variind de la Lună la Pământ mare și chiar mai multe candidate dincolo de aceste dimensiuni.

Oamenii de știință au propus mai multe categorii pentru clasificarea planetelor terestre. Planete de silicat- Acesta este tipul standard de planetă terestră în Sistemul Solar, constând în principal dintr-o manta solidă de silicat și un miez metalic (fier).

Planete de fier este un tip teoretic de planetă terestră care este compus aproape în întregime din fier și, prin urmare, este mai dens și are o rază mai mică decât alte planete de masă comparabilă. Se crede că aceste tipuri de planete se formează în regiuni cu temperatură ridicată din apropierea stelei, unde discul protoplanetar este bogat în fier. Mercur poate fi un exemplu de astfel de grup: s-a format aproape de Soare și are un miez metalic care este echivalent cu 60-70% din masa planetei.

Planete fără miez- un alt tip teoretic de planete terestre: sunt compuse din roci silicate, dar nu au miez metalic. Cu alte cuvinte, planetele fără miez sunt opusul unei planete de fier. Se crede că planetele fără miez se formează mai departe de stea, unde oxidantul volatil este mai abundent. Și deși nu avem astfel de planete, există o mulțime de condrite - asteroizi.

În sfârșit există planete de carbon(așa-numitele „planete diamantate”), o clasă teoretică de planete care constă dintr-un miez metalic înconjurat în principal de minerale pe bază de carbon. Din nou, nu există astfel de planete în Sistemul Solar, dar există o abundență de asteroizi bogați în carbon.

Până de curând, tot ce știau oamenii de știință despre planete - inclusiv cum s-au format și ce tipuri au existat - provenea din studierea propriului nostru sistem solar. Dar odată cu dezvoltarea cercetării exoplanetelor, care a cunoscut o creștere uriașă în ultimii zece ani, cunoștințele noastre despre planete au crescut semnificativ.

Pe de o parte, am ajuns să înțelegem că dimensiunea și scara planetelor este mult mai mare decât se credea anterior. Mai mult, este pentru prima dată când vedem multe planete asemănătoare Pământului (care pot fi și locuibile) existente în alte sisteme solare.

Cine știe ce vom găsi când vom fi capabili să trimitem sonde și misiuni cu echipaj pe alte planete terestre?

Planetele aparținând grupei terestre - Mercur, Venus, Pământ, Marte - au dimensiuni și mase mici, densitatea medie a acestor planete este de câteva ori mai mare decât densitatea apei; se rotesc încet în jurul axelor lor; au puțini sateliți (Mercur și Venus nu au deloc, Marte are doi minusculi, Pământul are unul).

Asemănările și diferențele sunt, de asemenea, relevate atunci când se studiază atmosferele planetelor terestre S.G. Khoroshavin. Concepte ale științelor naturale moderne. Curs de prelegeri - Rostov-pe-Don, 2006.

Mercur

Mercur este a patra cea mai strălucitoare planetă: la luminozitatea sa maximă este aproape la fel de strălucitoare ca Sirius, doar Venus, Marte și Jupiter sunt mai strălucitoare decât el. Cu toate acestea, Mercur este un obiect foarte greu de observat din cauza orbitei sale mici și, prin urmare, a proximității de Soare. Pentru ochiul liber, Mercur este un punct de lumină, dar într-un telescop puternic arată ca o semilună sau un cerc incomplet. Schimbările în aspectul (fazele) planetei de-a lungul timpului arată că Mercur este o minge, iluminată de Soare pe de o parte și complet întunecată pe de altă parte. Diametrul acestei mingi este de 4870 km.

Mercur se rotește încet în jurul axei sale, îndreptându-se întotdeauna spre Soare cu o singură parte. Astfel, perioada de revoluție în jurul Soarelui (anul mercurian) este de aproximativ 88 de zile pământești, iar perioada de rotație în jurul axei acestuia este de 58 de zile. Se dovedește că de la răsărit până la apus pe Mercur trece un an, adică 88 de zile pământești. Într-adevăr, suprafața lui Mercur este în multe privințe similară cu suprafața Lunii, deși nu știm dacă există de fapt mări și cratere pe suprafața lui Mercur. Mercur are o densitate relativ mare printre planetele Sistemului Solar - aproximativ 5,44 g/cm3. Oamenii de știință sugerează că acest lucru se datorează prezenței unui miez metalic masiv (presumabil format din fier topit cu o densitate de până la 10 g/cm3, având o temperatură de aproximativ 2000 K), care conține mai mult de 60% din masa planetei și inconjurat de o manta de silicat si probabil o crusta de 60 - 100 km grosime .

Venus

Venus este observată atât ca „stea de seară”, cât și ca „stea de dimineață” - Hesperus și Phosphorus, așa cum era numit în lumea antică. După Soare și Lună, Venus este cel mai strălucitor corp ceresc, iar noaptea obiectele iluminate de acesta pot arunca umbre. Venus este, de asemenea, cea mai apropiată planetă de Pământ. Ea este numită chiar „sora Pământului”. Într-adevăr, raza lui Venus este aproape egală cu cea a Pământului (0,95), masa sa este de 0,82 cea a Pământului. Venus a fost studiat destul de bine de oameni - atât nava spațială sovietică din seria Venus, cât și marinarii americani s-au apropiat de planetă. Venus se învârte în jurul Soarelui în 224,7 zile pământești, dar, spre deosebire de Mercur, nimic interesant nu are legătură cu această cifră. Un fapt foarte interesant este asociat cu perioada de rotație a planetei însăși în jurul axei sale - 243 de zile pământești (în direcția opusă) și perioada de rotație a puternicei atmosfere venusiane, care face o revoluție completă în jurul planetei în... . 4 zile! Aceasta corespunde unei viteze a vântului la suprafața lui Venus de 100 m/s sau 360 km/h! Are o atmosferă descoperită pentru prima dată de M.V Lomonosov în 1761 în timpul trecerii planetei pe discul soarelui. Planeta este învăluită într-un strat gros de nori albi, ascunzându-și suprafața. Prezența norilor groși în atmosfera lui Venus, constând probabil din cristale de gheață, explică reflectivitatea ridicată a planetei - 60% din lumina solară incidentă este reflectată de ea. Oamenii de știință moderni au stabilit că atmosfera venusiană este formată din 96% dioxid de carbon CO2. Aici sunt prezente și azot (aproape 4%), oxigen, vapori de apă, gaze nobile etc. (toate mai puțin de 0,1%). Baza stratului gros de nor, situat la o altitudine de 50-70 km, sunt mici picături de acid sulfuric cu o concentrație de 75-80% (restul este apă, „absorbită” activ de picăturile de acid). Există vulcani activi pe Venus, deoarece se știe cu încredere că activitatea seismică și tectonă de pe Venus a fost foarte activă relativ recent. Structura internă a acestui pseudo-geamăn al Pământului este, de asemenea, similară cu structura planetei noastre.

Pământ

Pământul nostru ni se pare atât de mare și solid și atât de important pentru noi, încât avem tendința de a uita poziția umilă pe care o ocupă în familia planetelor sistemului solar. Adevărat, Pământul are încă o atmosferă destul de groasă care acoperă un strat subțire și eterogen de apă și chiar un satelit titular cu un diametru de aproximativ jumătate din diametrul său. Cu toate acestea, aceste semne speciale ale Pământului cu greu pot servi drept bază suficientă pentru „egocentrismul” nostru cosmic. Dar, fiind un mic corp astronomic, Pământul este cea mai familiară planetă nouă. Raza globului R=6378 km. Rotația globului explică cel mai natural schimbarea zilei și a nopții, răsăritul și apusul stelelor. Unii oameni de știință greci au ghicit și despre mișcarea anuală a Pământului în jurul Soarelui. Mișcarea anuală a Pământului mișcă observatorul și, prin urmare, provoacă o deplasare vizibilă a stelelor mai apropiate față de cele mai îndepărtate. Strict vorbind, centrul de greutate al sistemului Pământ-Lună, așa-numitul baricentru, se mișcă în jurul Soarelui; Pământul și Luna își descriu orbitele în jurul acestui centru în timpul lunii.

Ideile noastre despre structura internă și starea fizică a intestinelor globului se bazează pe o varietate de date, printre care datele seismologie (știința cutremurelor și legile propagării undelor elastice pe glob) sunt esențiale. Studiul propagării undelor elastice pe glob, apărute în timpul cutremurelor sau exploziilor puternice, a făcut posibilă descoperirea și studierea structurii stratificate a interiorului pământului.

Oceanul de aer care înconjoară Pământul - atmosfera acestuia - este arena în care au loc diverse fenomene meteorologice. Atmosfera terestră este formată în principal din azot și oxigen.

Atmosfera terestră este împărțită în mod convențional în cinci straturi: troposferă, stratosferă, mezosferă, ionosferă și exosferă. Hidrosfera sau Oceanul Mondial, a cărui suprafață este de 2,5 ori mai mare decât suprafața terestră, are o mare influență asupra multor procese care au loc pe planeta noastră. Globul are un câmp magnetic. În afara straturilor dense ale atmosferei, este înconjurată de nori invizibili de particule de înaltă energie care se mișcă foarte rapid. Acestea sunt așa-numitele curele de radiații. Structura și proprietățile suprafeței planetei noastre, învelișurile și interiorul acesteia, câmpul magnetic și centurile de radiații sunt studiate de un complex de științe geofizice.

Marte

Când, în 1965, stația American Mariner 4 a fotografiat pentru prima dată Marte de la mică distanță, aceste fotografii au făcut furori. Astronomii erau gata să vadă orice, în afară de peisajul lunar. Pe Marte cei care doreau să găsească viață în spațiu aveau speranțe speciale. Dar aceste aspirații nu s-au adeverit - Marte s-a dovedit a fi lipsit de viață. Conform datelor moderne, raza lui Marte este aproape jumătate din cea a Pământului (3390 km), iar Marte este de zece ori mai puțin masiv decât Pământul. Această planetă orbitează în jurul Soarelui în 687 de zile pământești (1,88 ani). Zilele solare de pe Marte sunt aproape egale cu cele de pe Pământ - 24 de ore și 37 de minute, iar axa de rotație a planetei este înclinată față de planul orbital cu 25), ceea ce ne permite să concluzionam că ciclul este similar cu cel al Pământului (pentru Pământ există 23 de sezoane.

Dar toate visele oamenilor de știință despre prezența vieții pe Planeta Roșie s-au topit după ce a fost stabilită compoziția atmosferei lui Marte. Pentru început, trebuie menționat că presiunea la suprafața planetei este de 160 de ori mai mică decât presiunea atmosferei terestre. Și constă din 95% dioxid de carbon, conține aproape 3% azot, mai mult de 1,5% argon, aproximativ 1,3% oxigen, 0,1% vapori de apă, este prezent și monoxid de carbon, s-au găsit urme de cripton și xenon. Desigur, nicio viață nu poate exista într-o atmosferă atât de rarefiată și inospitalieră.

Temperatura medie anuală pe Marte este de aproximativ -60, schimbările de temperatură în timpul zilei provoacă furtuni severe de praf, în timpul cărora norii groși de nisip și praf se ridică la înălțimi de 20 km. Compoziția solului marțian a fost în cele din urmă dezvăluită în timpul studiilor asupra aterizărilor americane Viking 1 și Viking 2. Stralucirea roșiatică a lui Marte este cauzată de abundența de oxid de fier III (ocru) din rocile de la suprafață. Topografia lui Marte este foarte interesantă. Există zone întunecate și luminoase aici, ca pe Lună, dar spre deosebire de Lună, pe Marte schimbarea culorii suprafeței nu este asociată cu o schimbare a altitudinii: atât zonele luminoase, cât și cele întunecate pot fi la aceeași altitudine.

Până acum, oamenii de știință nu cunosc natura cataclismului care a provocat schimbările climatice globale pe Marte, ducând la condițiile moderne.

Pluto - toate au mase și dimensiuni mici, densitatea lor medie este de câteva ori mai mare decât densitatea apei; sunt capabili să se rotească încet în jurul propriilor axe; au un număr mic de sateliți (Marte are doi, Pământul are doar unul, iar Venus și Mercur nu îi au deloc).

Asemănarea planetelor din grupul terestru nu exclude unele diferențe. De exemplu, Venus se rotește în direcția opusă mișcării sale în jurul Soarelui și de două sute patruzeci și trei de ori mai lent decât Pământul. Perioada de rotație a lui Mercur (adică anul acestei planete) este cu doar o treime mai lungă decât perioada de rotație în jurul axei sale.

Unghiul de înclinare al axei față de planurile orbitale ale lui Marte și Pământului este aproximativ același, dar complet diferit pentru Venus și Mercur. La fel ca Pământul, există anotimpuri, ceea ce înseamnă că și Marte, deși aproape de două ori mai lungi decât Pământul.

Poate că îndepărtatul Pluto, cea mai mică dintre cele nouă planete, poate fi, de asemenea, clasificată drept planetă terestră. Diametrul obișnuit al lui Pluto era de peste două mii de kilometri. Doar diametrul satelitului Charon al lui Pluto este de numai 2 ori mai mic. Prin urmare, nu este un fapt că sistemul Pluto-Charon, ca și sistemul Pământului, este o planetă dublă.

Asemănări și diferențe se găsesc și în atmosferele planetelor terestre. Venus și Marte au o atmosferă, spre deosebire de Mercur, care, totuși, ca și Luna, este practic lipsită de ea. Venus are o atmosferă destul de densă, constând în principal din compuși de sulf și dioxid de carbon. Atmosfera lui Marte, dimpotrivă, este prea rarefiată și foarte săracă în azot și oxigen. Presiunea la suprafețele lui Venus este de aproape o sută de ori mai mare, în timp ce pe Marte este de aproape o sută cincizeci de ori mai mică decât la suprafețele Pământului.

Căldura de pe suprafețele lui Venus este destul de mare (aproximativ cinci sute de grade Celsius) și rămâne aproape aceeași tot timpul. Temperatura ridicată a suprafețelor lui Venus este determinată de efectul de seră. Atmosfera groasă și densă eliberează razele Soarelui, dar captează radiațiile infraroșii termice care provin de la suprafețele încălzite. Gazul din atmosfera unei planete terestre este în continuă mișcare. Adesea, în timpul unei furtuni de praf care durează mai mult de o lună, o cantitate mare de praf se ridică în atmosfera lui Marte.

Introducere

Printre numeroasele corpuri cerești studiate de astronomia modernă, planetele ocupă un loc aparte. La urma urmei, știm cu toții foarte bine că Pământul pe care trăim este o planetă, deci planetele sunt corpuri în esență asemănătoare Pământului nostru.

Dar în lumea planetelor nu vom găsi nici măcar două complet asemănătoare între ele. Varietatea condițiilor fizice de pe planete este foarte mare. Distanța planetei față de Soare (și, prin urmare, cantitatea de căldură solară și temperatura suprafeței), dimensiunea acesteia, tensiunea gravitațională la suprafață, orientarea axei de rotație, care determină schimbarea anotimpurilor, prezența și compoziția atmosferei, structura internă și multe alte proprietăți sunt diferite pentru fiecare nouă planete ale sistemului solar.

Vorbind despre varietatea condițiilor de pe planete, putem obține o înțelegere mai profundă a legilor dezvoltării lor și putem afla relația dintre anumite proprietăți ale planetelor. Deci, de exemplu, capacitatea sa de a reține o atmosferă de o compoziție sau alta depinde de dimensiunea, masa și temperatura unei planete, iar prezența unei atmosfere, la rândul său, afectează regimul termic al planetei.

După cum arată studiul condițiilor în care este posibilă originea și dezvoltarea ulterioară a materiei vii, doar pe planete putem căuta semne ale existenței vieții organice. Iată de ce studiul planetelor, pe lângă faptul că este de interes general, are o mare importanță din punctul de vedere al biologiei spațiale.

Studiul planetelor are o mare importanță, pe lângă astronomie, pentru alte domenii ale științei, în primul rând științele Pământului - geologie și geofizică, precum și pentru cosmogonie - știința originii și dezvoltării corpurilor cerești, inclusiv a Pământului nostru.

Planetele terestre includ planetele: Mercur, Venus, Pământ și Marte.

Mercur.

Informații generale.

Mercur este planeta cea mai apropiată de Soare din sistemul solar. Distanța medie de la Mercur la Soare este de doar 58 de milioane de km. Dintre planetele mari, are cele mai mici dimensiuni: diametrul său este de 4865 km (0,38 diametrul Pământului), masa este de 3,304 * 10 23 kg (0,055 masa Pământului sau 1:6025000 masa Soarelui); densitate medie 5,52 g/cm3. Mercur este o stea strălucitoare, dar nu este atât de ușor să o vezi pe cer. Cert este că, fiind aproape de Soare, Mercur ne este întotdeauna vizibil nu departe de discul solar, îndepărtându-se de acesta fie la stânga (spre est), fie la dreapta (spre vest) doar un scurt timp. distanță care nu depășește 28 O. Prin urmare, poate fi văzută doar în acele zile ale anului când se îndepărtează de Soare la cea mai mare distanță. Să lăsăm, de exemplu, Mercur să se îndepărteze de Soare spre stânga. Soarele și toate luminile în mișcarea lor zilnică plutesc pe cer de la stânga la dreapta. Prin urmare, mai întâi Soarele apune, iar puțin peste o oră mai târziu, Mercur apune și trebuie să căutăm această planetă la jos deasupra orizontului vestic.

Circulaţie.

Mercur se mișcă în jurul Soarelui la o distanță medie de 0,384 unități astronomice (58 milioane km) pe o orbită eliptică cu o excentricitate mare de e-0,206; la periheliu distanța până la Soare este de 46 milioane km, iar la afeliu 70 milioane km. Planeta finalizează o orbită completă în jurul Soarelui în trei luni pământești sau 88 de zile cu o viteză de 47,9 km/sec. Deplasându-se de-a lungul traseului în jurul Soarelui, Mercur se rotește în același timp în jurul axei sale, astfel încât aceeași jumătate din el să fie mereu în fața Soarelui. Aceasta înseamnă că este întotdeauna zi pe o parte a lui Mercur și noapte pe cealaltă. În anii 60 Folosind observațiile radar, s-a stabilit că Mercur se rotește în jurul axei sale în direcția înainte (adică, ca în mișcarea orbitală) cu o perioadă de 58,65 zile (față de stele). Durata unei zile solare pe Mercur este de 176 de zile. Ecuatorul este înclinat cu 7° față de planul orbitei sale. Viteza unghiulară de rotație axială a lui Mercur este 3/2 din viteza orbitală și corespunde vitezei unghiulare a mișcării sale pe orbită atunci când planeta se află la periheliu. Pe baza acestui fapt, se poate presupune că viteza de rotație a lui Mercur se datorează forțelor mareelor ​​de la Soare.

Atmosfera.

Mercur poate să nu aibă atmosferă, deși polarizarea și observațiile spectrale indică prezența unei atmosfere slabe. Cu ajutorul Mariner 10, s-a stabilit că Mercurul are o carcasă de gaz extrem de rarefiată, constând în principal din heliu. Această atmosferă este în echilibru dinamic: fiecare atom de heliu rămâne în el timp de aproximativ 200 de zile, după care părăsește planeta, iar o altă particulă din plasma vântului solar îi ia locul. Pe lângă heliu, în atmosfera lui Mercur a fost găsită o cantitate nesemnificativă de hidrogen. Este de aproximativ 50 de ori mai puțin decât heliul.

De asemenea, s-a dovedit că Mercur are un câmp magnetic slab, a cărui putere este de numai 0,7% din cea a Pământului. Înclinarea axei dipolului față de axa de rotație a lui Mercur este 12 0 (la Pământ 11 0)

Presiunea la suprafața planetei este de aproximativ 500 de miliarde de ori mai mică decât la suprafața Pământului.

Temperatura.

Mercur este mult mai aproape de Soare decât de Pământ. Prin urmare, Soarele strălucește pe el și se încălzește de 7 ori mai puternic decât al nostru. Pe partea de zi a lui Mercur este îngrozitor de cald, acolo este căldură veșnică. Măsurătorile arată că temperatura acolo crește la 400 O peste zero. Dar pe partea de noapte ar trebui să existe întotdeauna îngheț puternic, care probabil ajunge la 200 O și chiar 250 O sub zero. Se pare că o jumătate din el este un deșert de piatră fierbinte, iar cealaltă jumătate este un deșert înghețat, poate acoperit cu gaze înghețate.

Suprafaţă.

De pe traseul de zbor al navei spațiale Mariner 10 în 1974, peste 40% din suprafața lui Mercur a fost fotografiată cu o rezoluție de 4 mm până la 100 m, ceea ce a făcut posibil să se vadă Mercur în același mod ca și Luna în întuneric. de pe Pământ. Abundența craterelor este cea mai evidentă caracteristică a suprafeței sale, care la prima impresie poate fi asemănată cu Luna.

Într-adevăr, morfologia craterelor este apropiată de cea lunară, originea impactului lor este fără îndoială: majoritatea au un ax definit, urme de ejecții de material zdrobit în timpul impactului, cu formarea în unele cazuri de raze strălucitoare caracteristice și un câmp de cratere secundare. În multe cratere, se disting un deal central și o structură terasată a versantului interior. Interesant este că nu numai aproape toate craterele mari cu diametrul de peste 40-70 km au astfel de caracteristici, ci și un număr semnificativ mai mare de cratere mai mici, în intervalul de 5-70 km (desigur, vorbim bine despre -cratere conservate aici). Aceste caracteristici pot fi atribuite atât energiei cinetice mai mari a corpurilor care cad pe suprafață, cât și materialului de suprafață însuși.

Gradul de eroziune și netezire a craterelor variază. În general, craterele din Mercur sunt mai puțin adânci în comparație cu cele lunare, ceea ce poate fi explicat și prin energia cinetică mai mare a meteoriților datorită accelerării mai mari a gravitației pe Mercur decât pe Lună. Prin urmare, craterul care se formează la impact este umplut mai eficient cu materialul ejectat. Din același motiv, craterele secundare sunt situate mai aproape de cel central decât pe Lună, iar depozitele de material zdrobit maschează într-o măsură mai mică formele primare de relief. Craterele secundare în sine sunt mai adânci decât cele lunare, ceea ce se explică din nou prin faptul că fragmentele care cad la suprafață experimentează o accelerație mai mare din cauza gravitației.

La fel ca și pe Lună, în funcție de relief, se pot distinge zone predominante „continentale” neuniforme și mult mai netede „mare”. Acestea din urmă sunt predominant goluri, care, totuși, sunt semnificativ mai mici decât pe Lună, dimensiunile lor nu depășesc de obicei 400-600 km. În plus, unele bazine sunt puțin distinse pe fundalul terenului înconjurător. Excepție o face amintitul vast bazin Canoris (Marea Călduirii), lung de aproximativ 1300 km, care amintește de celebra Mare a Ploilor de pe Lună.

În porțiunea continentală predominantă a suprafeței lui Mercur se pot distinge atât zone puternic craterizate, cu cel mai mare grad de degradare a craterelor, cât și vechi platouri intercratere care ocupă teritorii vaste, indicând un vulcanism antic larg răspândit. Acestea sunt cele mai vechi forme de relief conservate de pe planetă. Suprafețele nivelate ale bazinelor sunt în mod evident acoperite cu cel mai gros strat de roci zdrobite - regolitul. Alături de un număr mic de cratere, există creste îndoite care amintesc de Luni. Unele dintre zonele plane adiacente bazinelor s-au format probabil prin depunerea de material ejectat din acestea. În același timp, pentru majoritatea câmpiilor, s-au găsit dovezi clare ale originii lor vulcanice, dar acesta este un vulcanism de o dată ulterioară decât pe platourile intercratere. Un studiu atent dezvăluie o altă caracteristică interesantă care pune în lumină istoria formării planetei. Vorbim despre urme caracteristice ale activității tectonice la scară globală sub forma unor margini abrupte specifice, sau escarpe. Lungimea scarpurilor variază de la 20-500 km și înălțimile pantelor de la câteva sute de metri până la 1-2 km. Prin morfologia și geometria amplasării la suprafață, ele diferă de rupturile și faliile tectonice obișnuite observate pe Lună și Marte și s-au format mai degrabă din cauza împingărilor, straturi datorate tensiunii din stratul de suprafață care au apărut în timpul comprimării lui Mercur. . Acest lucru este dovedit de deplasarea orizontală a crestelor unor cratere.

Unele dintre escarpe au fost bombardate și parțial distruse. Aceasta înseamnă că s-au format mai devreme decât craterele de pe suprafața lor. Pe baza îngustării eroziunii acestor cratere, putem ajunge la concluzia că comprimarea scoarței a avut loc în timpul formării „mărilor” cu aproximativ 4 miliarde de ani în urmă. Cel mai probabil motiv pentru comprimare ar trebui considerat aparent începutul răcirii lui Mercur. Potrivit unei alte ipoteze interesante prezentate de un număr de experți, un mecanism alternativ pentru activitatea tectonică puternică a planetei în această perioadă ar putea fi o încetinire a mareelor ​​a rotației planetei de aproximativ 175 de ori: de la valoarea inițial asumată de aproximativ 8 ore. la 58,6 zile.

Venus.

Informații generale.

Venus este a doua cea mai apropiată planetă de Soare, aproape de aceeași dimensiune cu Pământul, iar masa sa este mai mult de 80% din masa Pământului. Din aceste motive, Venus este uneori numită geamăna sau sora Pământului. Cu toate acestea, suprafața și atmosfera acestor două planete sunt complet diferite. Pe Pământ există râuri, lacuri, oceane și atmosfera pe care o respirăm. Venus este o planetă îngrozitor de fierbinte, cu o atmosferă groasă care ar fi fatală oamenilor. Distanța medie de la Venus la Soare este de 108,2 milioane km; este aproape constantă, deoarece orbita lui Venus este mai aproape de un cerc decât planeta noastră. Venus primește de la Soare de două ori mai multă lumină și căldură decât Pământul. Cu toate acestea, pe partea umbră, Venus este dominată de înghețuri de peste 20 de grade sub zero, deoarece razele soarelui nu ajung aici de foarte mult timp. Planeta are o atmosferă foarte densă, adâncă și foarte tulbure, împiedicându-ne să vedem suprafața planetei. Atmosfera (înveliș de gaz) a fost descoperită de M.V Lomonosov în 1761, care a arătat și asemănarea lui Venus cu Pământul. Planeta nu are sateliți.

Circulaţie.

Venus are o orbită aproape circulară (excentricitate 0,007), pe care o parcurge în 224,7 zile pământești cu o viteză de 35 km/sec. la o distanţă de 108,2 milioane km de Soare. Venus se rotește în jurul axei sale în 243 de zile pământești - cel mai lung timp dintre toate planetele. În jurul axei sale, Venus se rotește în direcția opusă, adică în direcția opusă mișcării sale orbitale. O astfel de rotație lentă și, în plus, inversă înseamnă că, văzut de pe Venus, Soarele răsare și apune doar de două ori pe an, deoarece o zi venusiană este egală cu 117 zile pământești. Axa de rotație a lui Venus este aproape perpendiculară pe planul orbital (înclinație 3°), deci nu există anotimpuri - o zi este asemănătoare cu alta, are aceeași durată și aceeași vreme. Această uniformitate a vremii este sporită și mai mult de specificul atmosferei venusiane - efectul său de seră puternic. De asemenea, Venus, ca și Luna, are propriile faze.

Temperatura.

Temperatura este de aproximativ 750 K pe toată suprafața atât ziua cât și noaptea. Motivul pentru o astfel de temperatură ridicată lângă suprafața lui Venus este efectul de seră: razele soarelui trec prin norii atmosferei sale relativ ușor și încălzesc suprafața planetei, dar radiația termică infraroșie a suprafeței în sine iese prin atmosferă. înapoi în spațiu cu mare dificultate. Pe Pământ, unde cantitatea de dioxid de carbon din atmosferă este mică, efectul natural de seră crește temperaturile globale cu 30°C, iar pe Venus crește temperaturile cu încă 400°C. Studiind consecințele fizice ale celui mai puternic efect de seră asupra lui Venus, avem o idee bună despre rezultatele care ar putea rezulta din acumularea de căldură în exces pe Pământ, cauzată de concentrația tot mai mare de dioxid de carbon în atmosferă din cauza arderii. a combustibililor fosili - cărbune și petrol.

În 1970, prima navă spațială care a sosit pe Venus a putut rezista la căldură intensă doar aproximativ o oră, dar aceasta a fost suficient de mult pentru a trimite înapoi pe Pământ date despre condițiile de la suprafață.

Atmosfera.

Atmosfera misterioasă a lui Venus a fost piesa centrală a unui program de explorare robotică în ultimele două decenii. Cele mai importante aspecte ale cercetării sale au fost compoziția chimică, structura verticală și dinamica mediului aerian. S-a acordat multă atenție acoperirii norilor, care joacă rolul unei bariere de netrecut în calea pătrunderii undelor electromagnetice din domeniul optic în adâncurile atmosferei. În timpul filmărilor de televiziune ale lui Venus, a fost posibil să obțineți o imagine doar a acoperirii norilor. Uscaciunea extraordinară a aerului și efectul său de seră fenomenal, din cauza căruia temperatura reală a suprafeței și a straturilor inferioare ale troposferei s-a dovedit a fi cu peste 500 de grade mai mare decât cea efectivă (de echilibru), au fost de neînțeles.

Atmosfera lui Venus este extrem de caldă și uscată, din cauza efectului de seră. Este o pătură densă de dioxid de carbon care reține căldura venită de la Soare. Ca rezultat, se acumulează o cantitate mare de energie termică. Presiunea la suprafață este de 90 bar (ca și în mările de pe Pământ la o adâncime de 900 m). Navele spațiale trebuie să fie proiectate pentru a rezista forței de zdrobire și zdrobire a atmosferei.

Atmosfera lui Venus este formată în principal din dioxid de carbon (CO 2) -97%, care poate acționa ca un fel de pătură, captând căldura solară, precum și o cantitate mică de azot (N 2) -2,0%, vapori de apă (H). 2 O) -0,05% și oxigen (O) -0,1%. Acidul clorhidric (HCl) și acidul fluorhidric (HF) au fost găsite ca impurități minore. Cantitatea totală de dioxid de carbon pe Venus și pe Pământ este aproximativ aceeași. Numai pe Pământ este legat de roci sedimentare și parțial absorbit de masele de apă ale oceanelor, dar pe Venus este totul concentrat în atmosferă. În timpul zilei, suprafața planetei este iluminată de lumina difuză a soarelui, cu aproximativ aceeași intensitate ca într-o zi înnorată pe Pământ. Pe Venus au fost văzute multe fulgere noaptea.

Norii lui Venus constau din picături microscopice de acid sulfuric concentrat (H2SO4). Stratul superior de nori se află la 90 km distanță de suprafață, temperatura acolo este de aproximativ 200 K; stratul inferior este la 30 km, temperatura este de aproximativ 430 K. Chiar mai jos este atât de cald încât nu sunt nori. Desigur, nu există apă lichidă pe suprafața lui Venus. Atmosfera lui Venus la nivelul stratului superior de nori se rotește în aceeași direcție cu suprafața planetei, dar mult mai rapid, completând o revoluție în 4 zile; acest fenomen se numește superrotație și nu s-a găsit încă o explicație pentru el.

Suprafaţă.

Suprafața lui Venus este acoperită cu sute de mii de vulcani. Sunt mai multe foarte mari: 3 km înălțime și 500 km lățime. Dar majoritatea vulcanilor au o lungime de 2-3 km și aproximativ 100 m înălțime. Revărsarea de lavă pe Venus durează mult mai mult decât pe Pământ. Venus este prea fierbinte pentru gheață, ploaie sau furtuni, așa că nu există intemperii semnificative. Aceasta înseamnă că vulcanii și craterele nu s-au schimbat cu greu de când s-au format acum milioane de ani.

Venus este acoperită cu roci dure. Lava fierbinte circulă sub ele, provocând tensiune în stratul subțire de suprafață. Lava erupe constant din găurile și fracturile din roca solidă. În plus, vulcanii emit în mod constant jeturi de mici picături de acid sulfuric. În unele locuri, lava groasă, curgând treptat, se acumulează sub formă de bălți uriașe de până la 25 km lățime. În alte locuri, bule uriașe de lavă formează cupole la suprafață, care apoi se prăbușesc.

La suprafața lui Venus a fost descoperită o rocă bogată în potasiu, uraniu și toriu, care în condiții terestre corespunde compoziției nu a rocilor vulcanice primare, ci a celor secundare care au suferit prelucrări exogene. În alte locuri, suprafața conține piatră zdrobită grosieră și material blocat din roci întunecate cu o densitate de 2,7-2,9 g/cm și alte elemente caracteristice bazalților. Astfel, rocile de suprafață ale lui Venus s-au dovedit a fi aceleași cu cele de pe Lună, Mercur și Marte, roci magmatice de compoziție de bază au erupt.

Se cunosc puține lucruri despre structura internă a lui Venus. Probabil are un miez metalic care ocupa 50% din raza. Dar planeta nu are un câmp magnetic din cauza rotației sale foarte lente.

Venus nu este deloc lumea ospitalieră care trebuia să fie cândva. Cu atmosfera sa de dioxid de carbon, nori de acid sulfuric și căldură teribilă, este complet nepotrivit pentru oameni. Sub greutatea acestor informații, unele speranțe s-au prăbușit: la urma urmei, cu mai puțin de 20 de ani în urmă, mulți oameni de știință considerau Venus un obiect mai promițător pentru explorarea spațiului decât Marte.

Pământ.

Informații generale.

Pământul este a treia planetă de la Soare din sistemul solar. Forma Pământului este apropiată de un elipsoid, aplatizat la poli și întins în zona ecuatorială. Raza medie a Pământului este de 6371,032 km, polară - 6356,777 km, ecuatorială - 6378,160 km. Greutate - 5.976*1024 kg. Densitatea medie a Pământului este de 5518 kg/m³. Suprafața Pământului este de 510,2 milioane km², din care aproximativ 70,8% se află în Oceanul Mondial. Adâncimea medie a acestuia este de aproximativ 3,8 km, maxima (Șanțul Mariana din Oceanul Pacific) este de 11,022 km; volumul apei este de 1370 milioane km³, salinitatea medie este de 35 g/l. Terenul reprezintă 29,2% respectiv și formează șase continente și insule. Se ridică deasupra nivelului mării cu o medie de 875 m; cea mai mare înălțime (vârful Chomolungma din Himalaya) 8848 m Munții ocupă peste 1/3 din suprafața terenului. Deșerturile acoperă aproximativ 20% din suprafața terenului, savanele și pădurile - aproximativ 20%, pădurile - aproximativ 30%, ghețarii - peste 10%. Peste 10% din teren este ocupat de teren agricol.

Pământul are un singur satelit - Luna.

Datorită condițiilor sale naturale unice, poate unice, din Univers, Pământul a devenit locul în care a apărut și s-a dezvoltat viața organică. De Conform ideilor cosmogonice moderne, planeta s-a format cu aproximativ 4,6 - 4,7 miliarde de ani în urmă dintr-un nor protoplanetar capturat de gravitația Soarelui. Formarea primei, cele mai vechi dintre rocile studiate a durat 100-200 de milioane de ani. În urmă cu aproximativ 3,5 miliarde de ani, au apărut condiții favorabile apariției vieții. Homo sapiens (Homo sapiens) ca specie a apărut cu aproximativ o jumătate de milion de ani în urmă, iar formarea tipului modern de om datează din timpul retragerii primului ghețar, adică acum aproximativ 40 de mii de ani.

Circulaţie.

Ca și alte planete, se mișcă în jurul Soarelui pe o orbită eliptică cu o excentricitate de 0,017. Distanța de la Pământ la Soare în diferite puncte ale orbitei nu este aceeași. Distanța medie este de aproximativ 149,6 milioane km. Pe măsură ce planeta noastră se mișcă în jurul Soarelui, planul ecuatorului Pământului se mișcă paralel cu el însuși în așa fel încât în ​​unele părți ale orbitei globul este înclinat spre Soare cu emisfera sa nordică, iar în altele - cu emisfera sa sudică. Perioada de revoluție în jurul Soarelui este de 365,256 zile, cu o rotație zilnică de 23 de ore și 56 de minute. Axa de rotație a Pământului este situată la un unghi de 66,5º față de planul mișcării sale în jurul Soarelui.

Atmosfera .

Atmosfera Pământului este formată din 78% azot și 21% oxigen (există foarte puține alte gaze în atmosferă); este rezultatul unei evoluții îndelungate sub influența proceselor geologice, chimice și biologice. Este posibil ca atmosfera primordială a Pământului să fi fost bogată în hidrogen, care apoi a scăpat. Degazarea subsolului a umplut atmosfera cu dioxid de carbon și vapori de apă. Dar aburul s-a condensat în oceane, iar dioxidul de carbon a rămas prins în roci carbonatice. Astfel, azotul a rămas în atmosferă, iar oxigenul a apărut treptat ca urmare a activității de viață a biosferei. Chiar și acum 600 de milioane de ani, conținutul de oxigen din aer era de 100 de ori mai mic decât este astăzi.

Planeta noastră este înconjurată de o atmosferă vastă. În funcție de temperatură, compoziția și proprietățile fizice ale atmosferei pot fi împărțite în diferite straturi. Troposfera este regiunea situată între suprafața Pământului și o altitudine de 11 km. Acesta este un strat destul de gros și dens care conține majoritatea vaporilor de apă din aer. În el au loc aproape toate fenomenele atmosferice care îi interesează direct pe locuitorii Pământului. Troposfera conține nori, precipitații etc. Stratul care separă troposfera de următorul strat atmosferic, stratosfera, se numește tropopauză. Aceasta este o zonă cu temperaturi foarte scăzute.

Compoziția stratosferei este aceeași cu cea a troposferei, dar în ea se formează și se concentrează ozonul. Ionosfera, adică stratul ionizat de aer, se formează atât în ​​troposferă, cât și în straturile inferioare. Reflectă undele radio de înaltă frecvență.

Presiunea atmosferică la nivelul suprafeței oceanului este de aproximativ 0,1 MPa în condiții normale. Se crede că atmosfera pământului s-a schimbat foarte mult în procesul de evoluție: s-a îmbogățit cu oxigen și a dobândit compoziția sa modernă ca urmare a interacțiunii pe termen lung cu rocile și cu participarea biosferei, adică a organismelor vegetale și animale. . Dovada că astfel de schimbări s-au produs efectiv sunt, de exemplu, zăcămintele de cărbune și straturile groase de zăcăminte de carbonat în rocile sedimentare, acestea conțin cantități enorme de carbon, care anterior făcea parte din atmosfera terestră sub formă de dioxid de carbon și monoxid de carbon. Oamenii de știință cred că atmosfera antică provenea din produșii gazoși ai erupțiilor vulcanice; compoziția sa este judecată prin analiza chimică a probelor de gaz „imparate” în cavitățile rocilor antice. Probele studiate, care au o vechime de aproximativ 3,5 miliarde de ani, conțin aproximativ 60% dioxid de carbon, iar restul de 40% sunt compuși cu sulf, amoniac, acid clorhidric și acid fluorhidric. S-au găsit azot și gaze inerte în cantități mici. Tot oxigenul a fost legat chimic.

Pentru procesele biologice de pe Pământ, ozonosfera este de mare importanță - stratul de ozon situat la o altitudine de 12 până la 50 km. Zona de peste 50-80 km se numește ionosferă. Atomii și moleculele din acest strat sunt intens ionizați sub influența radiației solare, în special a radiației ultraviolete. Dacă nu ar fi stratul de ozon, fluxurile de radiații ar ajunge la suprafața Pământului, provocând distrugeri în organismele vii existente acolo. În cele din urmă, la distanțe de peste 1000 km, gazul este atât de rarefiat încât ciocnirile dintre molecule încetează să mai joace un rol semnificativ, iar atomii sunt ionizați mai mult de jumătate. La o altitudine de aproximativ 1,6 și 3,7 razele Pământului există prima și a doua centură de radiație.

Structura planetei.

Rolul principal în studiul structurii interne a Pământului îl joacă metodele seismice bazate pe studiul propagării în grosimea sa a undelor elastice (atât longitudinale, cât și transversale) apărute în timpul evenimentelor seismice - în timpul cutremurelor naturale și ca urmare a explozii. Pe baza acestor studii, Pământul este împărțit în mod convențional în trei regiuni: scoarța, mantaua și miezul (în centru). Stratul exterior - crusta - are o grosime medie de aproximativ 35 km. Principalele tipuri de scoarță terestră sunt continentale (continentale) și oceanice; În zona de tranziție de la continent la ocean se dezvoltă un tip intermediar de crustă. Grosimea scoartei variază într-o gamă destul de largă: crusta oceanică (ținând cont de stratul de apă) are o grosime de aproximativ 10 km, în timp ce grosimea crustei continentale este de zeci de ori mai mare. Sedimentele de suprafață ocupă un strat de aproximativ 2 km grosime. Sub ele se află un strat de granit (pe continente grosimea lui este de 20 km), iar dedesubt se află aproximativ 14 km (pe ambele continente și oceane) strat de bazalt (crusta inferioară). Densitatea în centrul Pământului este de aproximativ 12,5 g/cm³. Densitățile medii sunt: ​​2,6 g/cm³ - la suprafața Pământului, 2,67 g/cm³ - pentru granit, 2,85 g/cm³ - pentru bazalt.

Mantaua Pământului, numită și învelișul de silicat, se extinde până la o adâncime de aproximativ 35 până la 2885 km. Este separată de crustă printr-o limită ascuțită (așa-numita graniță Mohorovich), mai adâncă decât viteza undelor seismice elastice longitudinale și transversale, precum și densitatea mecanică, cresc brusc. Densitățile în mantaua cresc cu adâncimea de la aproximativ 3,3 la 9,7 g/cm³. Plăcile litosferice extinse sunt situate în crustă și (parțial) în manta. Mișcările lor seculare nu numai că determină deriva continentală, care afectează în mod semnificativ aspectul Pământului, dar au și o influență asupra locației zonelor seismice de pe planetă. O alta limita descoperita prin metode seismice (granita Gutenberg) - intre manta si miezul exterior - este situata la o adancime de 2775 km. Pe ea, viteza undelor longitudinale scade de la 13,6 km/s (în manta) la 8,1 km/s (în miez), iar viteza undelor transversale scade de la 7,3 km/s la zero. Acesta din urmă înseamnă că miezul exterior este lichid. Conform conceptelor moderne, miezul exterior este format din sulf (12%) și fier (88%). În cele din urmă, la adâncimi mai mari de 5.120 km, metodele seismice relevă prezența unui nucleu interior solid, care reprezintă 1,7% din masa Pământului. Se presupune că este un aliaj fier-nichel (80% Fe, 20% Ni).

Câmpul gravitațional al Pământului este descris cu mare precizie de legea gravitației universale a lui Newton. Accelerația gravitației pe suprafața Pământului este determinată atât de forțele gravitaționale, cât și de forțele centrifuge datorate rotației Pământului. Accelerația gravitației la suprafața planetei este de 9,8 m/s².

Pământul are și câmpuri magnetice și electrice. Câmpul magnetic deasupra suprafeței Pământului constă dintr-o parte constantă (sau care se schimbă destul de lent) și o parte variabilă; acesta din urmă este de obicei atribuit variațiilor câmpului magnetic. Câmpul magnetic principal are o structură apropiată de dipol. Momentul dipol magnetic al Pământului, egal cu 7,98T10^25 unități SGSM, este direcționat aproximativ opus celui mecanic, deși în prezent polii magnetici sunt ușor deplasați față de cei geografici. Poziția lor se schimbă însă în timp și, deși aceste modificări sunt destul de lente, pe perioade geologice de timp, conform datelor paleomagnetice, sunt detectate chiar și inversiuni magnetice, adică inversări de polaritate. Intensitatea câmpului magnetic la polii magnetici nord și sud este de 0,58 și, respectiv, 0,68 Oe, iar la ecuatorul geomagnetic - aproximativ 0,4 Oe.

Câmpul electric de deasupra suprafeței Pământului are o putere medie de aproximativ 100 V/m și este îndreptat vertical în jos - acesta este așa-numitul câmp de vreme senin, dar acest câmp suferă variații semnificative (atât periodice, cât și neregulate).

Luna.

Luna este satelitul natural al Pământului și cel mai apropiat corp ceresc de noi. Distanța medie până la Lună este de 384.000 de kilometri, diametrul Lunii este de aproximativ 3.476 km. Densitatea medie a Lunii este de 3,347 g/cm³, sau aproximativ 0,607 densitatea medie a Pământului. Masa satelitului este de 73 de trilioane de tone. Accelerația gravitației pe suprafața Lunii este de 1,623 m/s².

Luna se mișcă în jurul Pământului cu o viteză medie de 1,02 km/sec pe o orbită aproximativ eliptică, în aceeași direcție în care marea majoritate a celorlalte corpuri din Sistemul Solar se mișcă, adică în sens invers acelor de ceasornic când se privește orbita Lunii dinspre Polul Nord. Perioada de revoluție a Lunii în jurul Pământului, așa-numita lună sideală, este egală cu 27,321661 zile medii, dar este supusă unor ușoare fluctuații și unei foarte mici reduceri seculare.

Nefiind protejată de atmosferă, suprafața Lunii se încălzește până la +110°C în timpul zilei și se răcește până la -120°C noaptea, totuși, așa cum au arătat observațiile radio, aceste fluctuații uriașe de temperatură pătrund doar câțiva decimetri. adâncă datorită conductivității termice extrem de slabe a straturilor de suprafață.

Relieful suprafeței lunare a fost clarificat în principal ca urmare a multor ani de observații telescopice. „Mările lunare”, care ocupă aproximativ 40% din suprafața vizibilă a Lunii, sunt zone joase plate intersectate de crăpături și creste joase întortocheate; Există relativ puține cratere mari în mări. Multe mări sunt înconjurate de creste inele concentrice. Suprafața rămasă, mai ușoară, este acoperită cu numeroase cratere, creste în formă de inel, șanțuri și așa mai departe.

Marte.

Informații generale.

Marte este a patra planetă a sistemului solar. Marte - din grecescul "Mas" - puterea masculină - zeul războiului. Conform caracteristicilor sale fizice de bază, Marte aparține planetelor terestre. În diametru, este aproape jumătate din dimensiunea Pământului și a lui Venus. Distanța medie de la Soare este de 1,52 UA. Raza ecuatorială este de 3380 km. Densitatea medie a planetei este de 3950 kg/m³. Marte are doi sateliți - Phobos și Deimos.

Atmosfera.

Planeta este învăluită într-o înveliș gazoasă - o atmosferă care are o densitate mai mică decât cea a pământului. Chiar și în depresiunile adânci ale lui Marte, unde presiunea atmosferică este cea mai mare, aceasta este de aproximativ 100 de ori mai mică decât la suprafața Pământului, iar la nivelul vârfurilor munților marțiani este de 500-1000 de ori mai mică. Compoziția sa seamănă cu atmosfera lui Venus și conține 95,3% dioxid de carbon cu un amestec de 2,7% azot, 1,6% argon, 0,07% monoxid de carbon, 0,13% oxigen și aproximativ 0,03% vapori de apă, conținutul care se modifică, precum și amestecuri de neon, cripton, xenon.

Temperatura medie pe Marte este semnificativ mai mică decât pe Pământ, aproximativ -40° C. În cele mai favorabile condiții vara, în jumătatea zilei a planetei, aerul se încălzește până la 20° C - o temperatură complet acceptabilă pentru locuitori. al Pamantului. Dar într-o noapte de iarnă, înghețul poate ajunge la -125° C. Astfel de schimbări bruște de temperatură sunt cauzate de faptul că atmosfera subțire a lui Marte nu este capabilă să rețină căldura pentru o perioadă lungă de timp.

Pe suprafața planetei bat adesea vânturi puternice, a căror viteză atinge 100 m/s. Gravitația scăzută permite chiar și curenților de aer subțiri să ridice nori uriași de praf. Uneori, zone destul de mari de pe Marte sunt acoperite de furtuni enorme de praf. O furtună globală de praf a făcut ravagii din septembrie 1971 până în ianuarie 1972, ridicând aproximativ un miliard de tone de praf în atmosferă la o înălțime de peste 10 km.

Există foarte puțini vapori de apă în atmosfera lui Marte, dar la presiune și temperatură scăzută se află într-o stare apropiată de saturație și se adună adesea în nori. Norii marțieni sunt destul de inexpresivi în comparație cu cei terestre, deși au o varietate de forme și tipuri: cirruși, ondulați, sub vânt (în apropierea munților mari și sub versanții craterelor mari, în locuri ferite de vânt). Există adesea ceață peste zonele joase, canioane, văi și pe fundul craterelor în perioadele reci ale zilei.

După cum arată fotografiile de la stațiile de aterizare americane Viking 1 și Viking 2, cerul marțian pe vreme senină are o culoare roz, care se explică prin împrăștierea luminii solare pe particulele de praf și prin iluminarea ceață de către suprafața portocalie a planetei. . În absența norilor, învelișul de gaz al lui Marte este mult mai transparent decât cel al pământului, inclusiv pentru razele ultraviolete, care sunt periculoase pentru organismele vii.

anotimpuri.

O zi solară pe Marte durează 24 de ore și 39 de minute. 35 s. Înclinarea semnificativă a ecuatorului față de planul orbital duce la faptul că în unele părți ale orbitei, predominant latitudinile nordice ale lui Marte sunt iluminate și încălzite de Soare, în timp ce în altele - cele sudice, adică o schimbare de anotimpuri. apare. Anul marțian durează aproximativ 686,9 zile. Schimbarea anotimpurilor pe Marte are loc în același mod ca și pe Pământ. Schimbările sezoniere sunt cele mai pronunțate în regiunile polare. Iarna, calotele polare ocupă o zonă semnificativă. Limita calotei polare nordice se poate îndepărta de pol cu ​​o treime din distanța față de ecuator, iar limita calotei sudice acoperă jumătate din această distanță. Această diferență este cauzată de faptul că în emisfera nordică, iarna are loc când Marte trece prin periheliul orbitei sale, iar în emisfera sudică, când trece prin afeliu. Din această cauză, iarna în emisfera sudică este mai rece decât în ​​emisfera nordică. Elipticitatea orbitei marțiane duce la diferențe semnificative de climă a emisferelor nordice și sudice: la latitudinile mijlocii, iernile sunt mai reci și verile sunt mai calde decât în ​​sud, dar mai scurte decât în ​​nord Când vara începe în nord emisfera lui Marte, calota polară nordică scade rapid, dar În acest moment, o alta crește - lângă polul sud, unde vine iarna. La sfârșitul secolului al XIX-lea și începutul secolului al XX-lea, se credea că calotele polare ale lui Marte erau ghețari și zăpadă. Conform datelor moderne, ambele calote polare ale planetei - nordice și sudice - constau din dioxid de carbon solid, adică gheață uscată, care se formează atunci când dioxidul de carbon, care face parte din atmosfera marțiană, îngheață și gheață de apă amestecată cu praf mineral. .

Structura planetei.

Datorită masei sale reduse, gravitația pe Marte este de aproape trei ori mai mică decât pe Pământ. În prezent, structura câmpului gravitațional al lui Marte a fost studiată în detaliu. Indică o ușoară abatere de la distribuția uniformă a densității pe planetă. Miezul poate avea o rază de până la jumătate din raza planetei. Aparent, constă din fier pur sau dintr-un aliaj de Fe-FeS (sulfură fier-fier) ​​și, eventual, hidrogen dizolvat în ele. Aparent, nucleul lui Marte este parțial sau complet lichid.

Marte ar trebui să aibă o crustă groasă de 70-100 km grosime. Între miez și crustă se află o manta de silicat îmbogățită în fier. Oxizii roșii de fier prezenți în rocile de suprafață determină culoarea planetei. Acum Marte continuă să se răcească.

Activitatea seismică a planetei este slabă.

Suprafaţă.

Suprafața lui Marte, la prima vedere, seamănă cu luna. Cu toate acestea, de fapt, relieful său este foarte divers. De-a lungul istoriei geologice lungi a lui Marte, suprafața sa a fost modificată de erupții vulcanice și cutremure. Cicatrici adânci pe fața zeului războiului au fost lăsate de meteoriți, vânt, apă și gheață.

Suprafața planetei este alcătuită din două părți contrastante: munții antice care acoperă emisfera sudică și câmpii mai tinere concentrate la latitudinile nordice. În plus, se remarcă două mari regiuni vulcanice - Elysium și Tharsis. Diferența de altitudine dintre zonele muntoase și cele de șes ajunge la 6 km. De ce diferite zone diferă atât de mult unele de altele este încă neclar. Poate că această diviziune este asociată cu o catastrofă de lungă durată - căderea unui asteroid mare pe Marte.

Partea de munte înalt a păstrat urme de bombardament activ de meteoriți care a avut loc acum aproximativ 4 miliarde de ani. Cratere de meteoriți acoperă 2/3 din suprafața planetei. Sunt aproape la fel de mulți dintre ei pe vechile munți ca și pe Lună. Dar multe cratere marțiane au reușit să „și piardă forma” din cauza intemperiilor. Unele dintre ele, se pare, au fost cândva spălate de șuvoaie de apă. Câmpiile nordice arată complet diferit. Acum 4 miliarde de ani erau multe cratere de meteoriți pe ele, dar apoi evenimentul catastrofal, despre care a fost deja menționat, le-a șters de pe 1/3 din suprafața planetei și relieful său în această zonă a început să se formeze din nou. Meteoriți individuali au căzut acolo mai târziu, dar în general există puține cratere de impact în nord.

Aspectul acestei emisfere a fost determinat de activitatea vulcanică. Unele dintre câmpii sunt complet acoperite cu roci magmatice antice. Fluxuri de lavă lichidă s-au răspândit la suprafață, s-au solidificat, iar de-a lungul lor curgeau noi fluxuri. Aceste „râuri” pietrificate sunt concentrate în jurul vulcanilor mari. La capetele limbilor de lavă se observă structuri asemănătoare rocilor sedimentare terestre. Probabil, când mase magmatice fierbinți au topit straturi de gheață subterană, s-au format corpuri de apă destul de mari pe suprafața lui Marte, care s-au uscat treptat. Interacțiunea dintre lava și gheața subterană a dus, de asemenea, la apariția a numeroase șanțuri și fisuri. În zonele joase ale emisferei nordice, departe de vulcani, există dune de nisip. Există mai ales multe dintre ele în apropierea calotei polare nordice.

Abundența peisajelor vulcanice indică faptul că, în trecutul îndepărtat, Marte a cunoscut o eră geologică destul de turbulentă, cel mai probabil s-a încheiat cu aproximativ un miliard de ani în urmă. Cele mai active procese au avut loc în regiunile Elysium și Tharsis. La un moment dat, au fost literalmente stoarse din intestinele lui Marte și acum se ridică deasupra suprafeței sale sub formă de umflături enorme: Elysium are 5 km înălțime, Tharsis are 10 km înălțime. Numeroase defecte, fisuri și creste sunt concentrate în jurul acestor umflături - urme ale proceselor antice din scoarța marțiană. Cel mai ambițios sistem de canioane, adânc de câțiva kilometri, Valles Marineris, începe în vârful Munților Tharsis și se întinde pe 4 mii de kilometri spre est. În partea centrală a văii, lățimea sa atinge câteva sute de kilometri. În trecut, când atmosfera lui Marte era mai densă, apa putea curge în canioane, creând în ele lacuri adânci.

Vulcanii lui Marte sunt fenomene excepționale după standardele pământești. Dar chiar și printre aceștia iese în evidență vulcanul Olimp, situat în nord-vestul Munților Tharsis. Diametrul bazei acestui munte ajunge la 550 km, iar înălțimea este de 27 km, adică. este de trei ori mai mare decât Everest, cel mai înalt vârf de pe Pământ. Olimpul este încoronat cu un crater imens de 60 de kilometri. Un alt vulcan, Alba, a fost descoperit la est de cea mai înaltă parte a Munților Tharsis. Deși nu poate rivaliza cu Olympus în înălțime, diametrul său de bază este de aproape trei ori mai mare.

Aceste conuri vulcanice au fost rezultatul revărsărilor liniștite de lavă foarte lichidă, asemănătoare ca compoziție cu lava vulcanilor terestre din Insulele Hawaii. Urmele de cenușă vulcanică de pe versanții altor munți sugerează că uneori au avut loc erupții catastrofale pe Marte.

În trecut, apa curgătoare a jucat un rol imens în formarea topografiei marțiane. În primele etape ale studiului, Marte li s-a părut astronomilor a fi o planetă deșert și fără apă, dar când suprafața lui Marte a fost fotografiată la distanță apropiată, s-a dovedit că în vechile zone muntoase existau adesea rigole care păreau să fi fost lăsate. prin apă curgătoare. Unele dintre ele arată ca și cum ar fi fost sparte de râuri furtunoase și năvalnice în urmă cu mulți ani. Uneori se întind pe multe sute de kilometri. Unele dintre aceste „fluxuri” sunt destul de vechi. Alte văi sunt foarte asemănătoare cu albiile râurilor pământești calme. Probabil că își datorează aspectul topirii gheții subterane.

Câteva informații suplimentare despre Marte pot fi obținute prin metode indirecte bazate pe studiile sateliților săi naturali - Phobos și Deimos.

Sateliții lui Marte.

Lunii de pe Marte au fost descoperiți pe 11 și 17 august 1877 în timpul marii opoziții a astronomului american Asaph Hall. Sateliții au primit astfel de nume din mitologia greacă: Phobos și Deimos - fiii lui Ares (Marte) și Afroditei (Venus), l-au însoțit întotdeauna pe tatăl lor. Tradus din greacă, „phobos” înseamnă „frică”, iar „deimos” înseamnă „groază”.

Fobos. Deimos.

Ambii sateliți ai lui Marte se mișcă aproape exact în planul ecuatorului planetei. Cu ajutorul navelor spațiale, s-a stabilit că Phobos și Deimos au o formă neregulată și în poziția lor orbitală rămân mereu în fața planetei cu aceeași parte. Dimensiunile lui Phobos sunt de aproximativ 27 km, iar Deimos este de aproximativ 15 km. Suprafața lunilor lui Marte este formată din minerale foarte întunecate și este acoperită cu numeroase cratere. Una dintre ele, pe Phobos, are un diametru de aproximativ 5,3 km. Craterele au fost probabil create de un bombardament cu meteoriți, originea sistemului de șanțuri paralele este necunoscută. Viteza unghiulară a mișcării orbitale a lui Phobos este atât de mare încât, depășind rotația axială a planetei, aceasta se ridică, spre deosebire de alte corpuri de iluminat, în vest și apune în est.

Căutarea vieții pe Marte.

De mult timp, pe Marte s-a căutat forme de viață extraterestră. La explorarea planetei cu navele spațiale Viking, au fost efectuate trei experimente biologice complexe: descompunerea prin piroliză, schimbul de gaze și descompunerea etichetei. Ele se bazează pe experiența studierii vieții pământești. Experimentul de descompunere prin piroliză s-a bazat pe determinarea proceselor de fotosinteză care implică carbon, experimentul de descompunere a etichetei s-a bazat pe presupunerea că apa este necesară existenței, iar experimentul de schimb de gaze a ținut cont de faptul că viața marțiană trebuie să folosească apa ca solvent. Deși toate cele trei experimente biologice au dat rezultate pozitive, acestea sunt probabil de natură non-biologică și pot fi explicate prin reacții anorganice ale soluției nutritive cu o substanță de natură marțiană. Deci, putem rezuma că Marte este o planetă care nu are condițiile pentru apariția vieții.

Concluzie

Ne-am familiarizat cu starea actuală a planetei noastre și a planetelor grupului Pământului. Viitorul planetei noastre și, într-adevăr, întregul sistem planetar, dacă nu se întâmplă nimic neașteptat, pare clar. Probabilitatea ca ordinea stabilită a mișcării planetare să fie perturbată de vreo stea rătăcitoare este mică, chiar și în câteva miliarde de ani. În viitorul apropiat, nu ne putem aștepta la schimbări majore în fluxul de energie solară. Este probabil ca erele glaciare să se repete. O persoană poate schimba climatul, dar făcând acest lucru poate greși. Continentele se vor ridica și vor cădea în erele ulterioare, dar sperăm că procesele vor avea loc încet. Impacturile masive de meteoriți sunt posibile din când în când.

Dar, practic, sistemul solar își va păstra aspectul modern.

Plan.

1. Introducere.

2. Mercur.

3. Venus.

6. Concluzie.

7. Literatură.

Planeta Mercur.

Suprafața lui Mercur.

Planeta Venus.

Suprafața lui Venus.

Planeta Pământ.

Suprafata solului.

Planeta Marte.

Suprafața lui Marte.

Planete terestre Planete terestre 4 planete ale sistemului solar: Mercur, Venus, Pământ și Marte. În structură și compoziție, unii asteroizi pietroși sunt aproape de ei, de exemplu, Vesta. Planetele terestre au o densitate mare și... ... Wikipedia

PLANETE ȘI SATELIȚI.- PLANETE ȘI SATELIȚI. Cele 9 planete mari ale sistemului solar sunt împărțite în planete terestre (Mercur... Enciclopedie fizică

Planetele- Planete potrivite pentru apariția vieții Dependența teoretică a zonei de localizare a planetelor potrivite pentru susținerea vieții (evidențiate cu verde) de tipul de stea. Scara orbitală nu este respectată... Wikipedia

Planete gigantice- 4 planete ale sistemului solar: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun; situat în afara inelului planetelor minore. În comparație cu planetele cu stare solidă din grupul terestru (interioare), toate sunt planete gazoase, au dimensiuni mari, mase ... Wikipedia

Planetele- Planetele. PLANETELE, cele mai masive corpuri ale Sistemului Solar, care se deplasează pe orbite eliptice în jurul Soarelui (vezi legile lui Kepler sunt cunoscute). Așa-numitele planete terestre (Mercur, Venus, Pământ, Marte) au solide... ... Dicţionar Enciclopedic Ilustrat

PLANETELE- (de la planetele grecești rătăcitoare) cele mai masive corpuri ale Sistemului Solar, care se deplasează pe orbite eliptice în jurul Soarelui (vezi legile lui Kepler), strălucesc de lumina reflectată a soarelui. Locația planetelor în direcția de la Soare: Mercur, Venus, ... ... Dicţionar enciclopedic mare

Pământ- Fotografia Pământului a Pământului de la sonda spațială Apollo 17 Caracteristici orbitale Afeliu 152.097.701 km 1,0167103335 a. e... Wikipedia

Planete gigantice- Pentru planetele gigantice din afara sistemului solar, vezi Planeta gazoasă ... Wikipedia

planete- (din grecescul planētēs rătăcire), corpuri cerești masive care se mișcă în jurul Soarelui pe orbite eliptice (vezi legile lui Kepler) și strălucesc de lumina reflectată a soarelui. Locația planetelor în direcția de la Soare: Mercur, Venus, Pământ, Marte... Dicţionar enciclopedic

Planete gigantice- planetele sistemului solar: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun; situat în afara inelului planetelor minore (vezi Planete minore). În comparație cu planetele terestre (interioare), acestea au dimensiuni, mase mai mari, o medie mai mică... Marea Enciclopedie Sovietică

Cărți

• Cumpărați cu 2144 UAH (numai Ucraina)
• Spaţiu. Din sistemul solar adânc în Univers, Mihail Yakovlevich Marov. Cartea prezintă idei moderne despre spațiu și corpurile care îl locuiesc într-o formă destul de concisă și populară. Acesta este, în primul rând, Soarele și Sistemul Solar, planetele terestre și...