Informácie o terestrických planétach. Štruktúra a život vesmíru. Súčasný výskum terestrických planét

Štúdiom našej slnečnej sústavy po mnoho storočí sa astronómovia naučili veľa aj o typoch planét, ktoré existujú v našom vesmíre. Vďaka objavom exoplanét sa tieto poznatky výrazne rozšírili: mnohé z týchto planét sú podobné tej, ktorú nazývame domovom. Je pravda, že „podobné“ neznamená presnú identitu: z mnohých objavených planét sa stovky považujú za plynných obrov a stovky sa považujú za „podobné Zemi“. Sú známe aj ako terestrické planéty a toto označenie o planéte veľa hovorí.

Čo je to terestriálna planéta? Tiež známe ako pevné planéty, sú to nebeské telesá zložené predovšetkým z kremičitanových hornín a kovov a majú pevný povrch. To ich odlišuje od plynných obrov, ktoré pozostávajú predovšetkým z plynov ako vodík a hélium, vody a ťažkých prvkov v rôznych skupenstvách.

Zemské planéty sú svojou štruktúrou a zložením podobné planéte Zem.

Zloženie a vlastnosti

Všetky terestrické planéty majú približne rovnakú štruktúru: centrálne kovové jadro pozostávajúce prevažne zo železa, obklopené silikátovým plášťom. Takéto planéty majú podobné povrchové vlastnosti, vrátane kaňonov, kráterov, hôr, sopiek a iných štruktúr závislých od prítomnosti vody a tektonickej aktivity.

Terestrické planéty majú aj sekundárne atmosféry, ktoré vznikajú pri sopečnej činnosti alebo pri dopadoch komét. To ich odlišuje aj od plynných obrov, ktorých planetárna atmosféra je prvotná a zachytená priamo z pôvodnej slnečnej hmloviny.

Terestrické planéty sú tiež známe tým, že majú málo alebo žiadne mesiace. Venuša a Merkúr nemajú satelity, Zem má iba jeden. Mars má dva - Phobos a Deimos - ale vyzerajú skôr ako veľké asteroidy než skutočné satelity. Na rozdiel od plynných obrov, terestrické planéty tiež nemajú systém planetárnych prstencov.

Terestrické planéty v slnečnej sústave

Všetky planéty objavené vo vnútornej slnečnej sústave – Merkúr, Venuša, Zem a Mars – sú významnými predstaviteľmi pozemskej skupiny. Všetky pozostávajú väčšinou zo silikátových hornín a kovu, ktoré sú rozmiestnené medzi hustým kovovým jadrom a silikátovým plášťom. Mesiac je podobný týmto planétam, ale jeho železné jadro je oveľa menšie.

Io a Europa sú tiež satelity, ktoré majú podobnú štruktúru ako pozemské planéty. Modelovanie zloženia Io ukázalo, že mesačný plášť je zložený takmer výlučne z kremičitanových hornín a železa, ktoré obklopujú jadro železa a sulfidu železa. Európa má na druhej strane železné jadro, ktoré je obklopené vonkajšou vrstvou vody.

Trpasličí planéty ako Ceres a Pluto, ako aj iné veľké asteroidy, sú podobné pozemským planétam v tom, že majú skalnatý povrch. Pozostávajú však viac z ľadových materiálov ako z kameňa.

Pozemské exoplanéty

Väčšina planét objavených mimo slnečnej sústavy boli plynné obry, pretože sa dajú najľahšie odhaliť. Od roku 2005 však boli objavené stovky potenciálnych pozemských exoplanét, najmä vďaka vesmírnej misii Kepler. Väčšina planét sa stala známou ako „super-Zeme“ (to znamená planéty s hmotnosťou medzi Zemou a Neptúnom).

Príklady pozemských exoplanét, planéty s hmotnosťou 7-9 pozemských. Táto planéta obieha okolo červeného trpaslíka Gliese 876, ktorý sa nachádza 15 svetelných rokov od Zeme. Existencia troch (alebo štyroch) pozemských exoplanét bola potvrdená medzi rokmi 2007 a 2010 aj v systéme Gliese 581, ďalšom červenom trpaslíkovi približne 20 svetelných rokov od Zeme.

Najmenší z nich, Gliese 581 e, má len 1,9 hmotnosti Zeme, ale obieha príliš blízko hviezdy. Ďalšie dve, Gliese 581 c a Gliese 581 d, ako aj navrhovaná štvrtá planéta Gliese 581 g, sú hmotnejšie a obiehajú v rámci hviezdy. Ak sa tieto informácie potvrdia, systém sa stane zaujímavým pre prítomnosť potenciálne obývateľných terestrických planét.

Prvá potvrdená pozemská exoplanéta Kepler-10b, planéta s hmotnosťou 3-4 svetelných rokov od Zeme, bola objavená v roku 2011 misiou Kepler. V tom istom roku Kepler Space Observatory zverejnilo zoznam 1 235 exoplanetárnych kandidátov, vrátane šiestich „super-Zemí“ nachádzajúcich sa v potenciálne obývateľnej zóne ich hviezdy.

Odvtedy Kepler objavil stovky planét s veľkosťou od Mesiaca po veľkú Zem a ešte viac kandidátov nad tieto veľkosti.

Vedci navrhli niekoľko kategórií na klasifikáciu terestrických planét. Silikátové planéty- Toto je štandardný typ terestriálnej planéty v Slnečnej sústave, ktorá pozostáva predovšetkým zo silikátového pevného plášťa a kovového (železného) jadra.

Železné planéty je teoretický typ terestrickej planéty, ktorá je zložená takmer výlučne zo železa, a preto je hustejšia a má menší polomer ako iné planéty porovnateľnej hmotnosti. Predpokladá sa, že tieto typy planét vznikajú vo vysokoteplotných oblastiach blízko hviezdy, kde je protoplanetárny disk bohatý na železo. Príkladom takejto skupiny môže byť ortuť: vytvorila sa blízko Slnka a má kovové jadro, ktoré zodpovedá 60 – 70 % hmotnosti planéty.

Planéty bez jadra- ďalší teoretický typ terestrických planét: sú zložené zo silikátových hornín, ale nemajú kovové jadro. Inými slovami, planéty bez jadra sú opakom železnej planéty. Predpokladá sa, že planéty bez jadier vznikajú ďalej od hviezdy, kde je prchavé okysličovadlo hojnejšie. A hoci také planéty nemáme, existuje veľa chondritov - asteroidov.

Nakoniec existuje uhlíkové planéty(takzvané "diamantové planéty"), teoretická trieda planét, ktoré pozostávajú z kovového jadra obklopeného predovšetkým minerálmi na báze uhlíka. V Slnečnej sústave opäť nie sú žiadne takéto planéty, ale existuje množstvo asteroidov bohatých na uhlík.

Až donedávna všetko, čo vedci vedeli o planétach – vrátane toho, ako vznikli a aké typy existovali – pochádzalo zo štúdia našej vlastnej slnečnej sústavy. Ale s rozvojom výskumu exoplanét, ktorý za posledných desať rokov zaznamenal obrovský nárast, sa naše znalosti o planétach výrazne zvýšili.

Na jednej strane sme pochopili, že veľkosť a mierka planét je oveľa väčšia, ako sa doteraz predpokladalo. Navyše je to prvýkrát, čo sme videli veľa planét podobných Zemi (ktoré môžu byť aj obývateľné) existujúcich v iných slnečných sústavách.

Ktovie, čo nájdeme, keď budeme môcť vyslať sondy a pilotované misie na iné pozemské planéty?

Planéty patriace do terestriálnej skupiny - Merkúr, Venuša, Zem, Mars - majú malé rozmery a hmotnosti, priemerná hustota týchto planét je niekoľkonásobne vyššia ako hustota vody; pomaly sa otáčajú okolo svojich osí; majú málo satelitov (Merkúr a Venuša nemajú vôbec žiadne, Mars má dva maličké, Zem jeden).

Podobnosti a rozdiely sa odhaľujú aj pri štúdiu atmosfér terestrických planét S.G. Khoroshavin. Pojmy moderných prírodných vied. Priebeh prednášok - Rostov na Done, 2006.

Merkúr

Merkúr je štvrtá najjasnejšia planéta: pri maximálnej jasnosti je takmer taká jasná ako Sírius, jasnejšie ako Venuša, Mars a Jupiter. Merkúr je však pre svoju malú obežnú dráhu a teda blízkosť k Slnku veľmi ťažko pozorovateľný objekt. Voľným okom je Merkúr svetelným bodom, no v silnom ďalekohľade vyzerá ako polmesiac alebo neúplný kruh. Zmeny vzhľadu (fáz) planéty v priebehu času ukazujú, že Merkúr je guľa, na jednej strane osvetlená Slnkom a na druhej úplne tmavá. Priemer tejto gule je 4870 km.

Merkúr sa pomaly otáča okolo svojej osi, pričom k Slnku je vždy otočený jednou stranou. Obdobie revolúcie okolo Slnka (Merkúrsky rok) je teda asi 88 pozemských dní a obdobie rotácie okolo jeho osi je 58 dní. Ukazuje sa, že od východu do západu slnka na Merkúre uplynie rok, teda 88 pozemských dní. Povrch Merkúra je skutočne v mnohom podobný povrchu Mesiaca, aj keď nevieme, či sa na povrchu Merkúra skutočne nachádzajú moria a krátery. Merkúr má medzi planétami Slnečnej sústavy pomerne vysokú hustotu – asi 5,44 g/cm3. Vedci predpokladajú, že je to spôsobené prítomnosťou masívneho kovového jadra (pravdepodobne vyrobeného z roztaveného železa s hustotou do 10 g/cm3, s teplotou okolo 2000 K), obsahujúceho viac ako 60 % hmotnosti planéty a obklopený silikátovým plášťom a pravdepodobne kôrou hrubou 60 - 100 km .

Venuša

Venuša sa pozoruje ako „večerná hviezda“ aj ako „ranná hviezda“ - Hesperus a Phosphorus, ako sa tomu hovorilo v starovekom svete. Po Slnku a Mesiaci je Venuša najjasnejším nebeským telesom a v noci môžu objekty ňou osvetlené vrhať tiene. Venuša je tiež najbližšia planéta k Zemi. Hovorí sa jej dokonca „sestra Zeme“. Polomer Venuše je takmer rovnaký ako polomer Zeme (0,95), jej hmotnosť je 0,82 hmotnosti Zeme. Venušu ľudia študovali celkom dobre - k planéte sa priblížili sovietske kozmické lode série Venus aj americkí námorníci. Venuša obieha okolo Slnka za 224,7 pozemského dňa, no na rozdiel od Merkúra s týmto údajom nie je spojené nič zaujímavé. Veľmi zaujímavý fakt sa spája s obdobím rotácie samotnej planéty okolo svojej osi – 243 pozemských dní (v opačnom smere) a obdobím rotácie mohutnej Venušskej atmosféry, ktorá robí okolo planéty kompletnú revolúciu v.. . 4 dni! To zodpovedá rýchlosti vetra na povrchu Venuše 100 m/s alebo 360 km/h! Má atmosféru, ktorú prvýkrát objavil M. V. Lomonosov v roku 1761 počas prechodu planéty cez slnečný kotúč. Planéta je zahalená v hrubej vrstve bielych oblakov, ktoré ukrývajú jej povrch. Prítomnosť hustých oblakov v atmosfére Venuše, pozostávajúcich pravdepodobne z ľadových kryštálikov, vysvetľuje vysokú odrazivosť planéty – odráža sa od nej 60 % dopadajúceho slnečného žiarenia. Moderní vedci zistili, že atmosféra Venuše pozostáva z 96% oxidu uhličitého CO2. Nachádza sa tu aj dusík (takmer 4 %), kyslík, vodná para, vzácne plyny atď. (všetky menej ako 0,1 %). Základom hrubej vrstvy oblakov, ktorá sa nachádza v nadmorskej výške 50-70 km, sú malé kvapky kyseliny sírovej s koncentráciou 75-80% (zvyšok je voda, aktívne „absorbovaná“ kvapôčkami kyseliny). Na Venuši sú aktívne sopky, keďže je spoľahlivo známe, že seizmická a tektonická aktivita na Venuši bola pomerne nedávno veľmi aktívna. Vnútorná štruktúra tohto pseudodvojníka Zeme je tiež podobná štruktúre našej planéty.

Zem

Naša Zem sa nám zdá taká veľká a pevná a taká dôležitá, že máme tendenciu zabúdať na jej skromné ​​postavenie v rodine planét slnečnej sústavy. Pravda, Zem má stále dosť hustú atmosféru, ktorá pokrýva tenkú, heterogénnu vrstvu vody, a dokonca aj titulárny satelit s priemerom približne ½ jej priemeru. Tieto zvláštne znaky Zeme však sotva môžu slúžiť ako dostatočný základ pre náš kozmický „egocentrizmus“. Ale keďže je to malé astronomické teleso, Zem je nám najznámejšou planétou. Polomer zemegule R=6378 km. Rotácia zemegule najprirodzenejšie vysvetľuje zmenu dňa a noci, východ a západ hviezd. Niektorí grécki vedci tiež hádali o ročnom pohybe Zeme okolo Slnka. Ročný pohyb Zeme pohybuje pozorovateľom a tým spôsobuje viditeľné premiestňovanie bližších hviezd voči vzdialenejším. Presne povedané, ťažisko systému Zem-Mesiac, takzvané barycentrum, sa pohybuje okolo Slnka; Zem a Mesiac opisujú svoje obežné dráhy okolo tohto centra počas mesiaca.

Naše predstavy o vnútornej štruktúre a fyzickom stave útrob zemegule sú založené na rôznych údajoch, medzi ktorými sú podstatné seizmologické údaje (náuka o zemetraseniach a zákonoch šírenia elastických vĺn na zemeguli). Štúdium šírenia elastických vĺn v zemeguli, vznikajúcich pri zemetraseniach alebo silných výbuchoch, umožnilo objaviť a študovať vrstvenú štruktúru zemského vnútra.

Vzduchový oceán obklopujúci Zem – jej atmosféra – je arénou, v ktorej sa odohrávajú rôzne meteorologické javy. Zemská atmosféra pozostáva hlavne z dusíka a kyslíka.

Zemská atmosféra je konvenčne rozdelená do piatich vrstiev: troposféra, stratosféra, mezosféra, ionosféra a exosféra. Hydrosféra alebo svetový oceán, ktorého povrch je 2,5-krát väčší ako plocha súše, má veľký vplyv na mnohé procesy prebiehajúce na našej planéte. Na zemeguli je magnetické pole. Mimo hustých vrstiev atmosféry je obklopený neviditeľnými oblakmi veľmi rýchlo sa pohybujúcich vysokoenergetických častíc. Ide o takzvané radiačné pásy. Štruktúru a vlastnosti povrchu našej planéty, jej obalov a vnútra, magnetické pole a radiačné pásy študuje komplex geofyzikálnych vied.

Mars

Keď v roku 1965 stanica American Mariner 4 prvýkrát odfotila Mars z krátkej vzdialenosti, vyvolali tieto fotografie senzáciu. Astronómovia boli pripravení vidieť čokoľvek, len nie mesačnú krajinu. Práve na Marse mali špeciálne nádeje tí, ktorí chceli nájsť život vo vesmíre. Ale tieto túžby sa nenaplnili - Mars sa ukázal ako bez života. Podľa moderných údajov je polomer Marsu takmer polovičný ako polomer Zeme (3390 km) a Mars je desaťkrát menej hmotný ako Zem. Táto planéta obehne Slnko za 687 pozemských dní (1,88 roka). Slnečné dni na Marse sú takmer rovnaké ako na Zemi - 24 hodín 37 minút a os rotácie planéty je naklonená k orbitálnej rovine o 25, čo nám umožňuje dospieť k záveru, že cyklus je podobný cyklu Zeme (pre Zem existujú 23 sezón.

Ale všetky sny vedcov o prítomnosti života na Červenej planéte sa rozplynuli po stanovení zloženia atmosféry Marsu. Na začiatok je potrebné poznamenať, že tlak na povrchu planéty je 160-krát menší ako tlak zemskej atmosféry. A skladá sa z 95 % oxidu uhličitého, obsahuje takmer 3 % dusíka, viac ako 1,5 % argónu, asi 1,3 % kyslíka, 0,1 % vodnej pary, prítomný je aj oxid uhoľnatý, našli sa stopy kryptónu a xenónu. Samozrejme, v takej vzácnej a nehostinnej atmosfére nemôže existovať žiadny život.

Priemerná ročná teplota na Marse je približne -60 teplotné zmeny počas dňa spôsobujú silné prachové búrky, počas ktorých sa dvíhajú husté oblaky piesku a prachu do výšky 20 km. Zloženie marťanskej pôdy bolo nakoniec odhalené počas štúdií amerických pristávacích modulov Viking 1 a Viking 2. Červenkastý lesk Marsu je spôsobený množstvom oxidu železitého (okru) v jeho povrchových horninách. Topografia Marsu je veľmi zaujímavá. Sú tu tmavé a svetlé oblasti, ako na Mesiaci, ale na rozdiel od Mesiaca na Marse zmena farby povrchu nesúvisí so zmenou nadmorskej výšky: svetlé aj tmavé oblasti môžu byť v rovnakej nadmorskej výške.

Vedci doteraz nepoznali povahu kataklizmy, ktorá spôsobila globálne klimatické zmeny na Marse, vedúce k moderným podmienkam.

Pluto - všetky majú malé hmotnosti a veľkosti, ich priemerná hustota je niekoľkonásobne vyššia ako hustota vody; sú schopné pomaly sa otáčať okolo vlastnej osi; majú malý počet satelitov (Mars má dva, Zem len jeden a Venuša a Merkúr ich nemajú vôbec).

Podobnosť planét v terestriálnej skupine nevylučuje niektoré rozdiely. Napríklad Venuša sa otáča opačným smerom, ako je jej pohyb okolo Slnka, a dvestoštyridsaťtrikrát pomalšie ako Zem. Obdobie rotácie Merkúra (teda rok tejto planéty) je len o jednu tretinu dlhšie ako obdobie jeho rotácie okolo svojej osi.

Uhol sklonu osi k obežným rovinám Marsu a Zeme je približne rovnaký, ale úplne odlišný pre Venušu a Merkúr. Rovnako ako Zem, aj tu existujú ročné obdobia, čo znamená, že aj Mars, hoci je takmer dvakrát dlhší ako Zem.

Možno aj vzdialené Pluto, najmenšia z deviatich planét, možno klasifikovať ako pozemskú planétu. Zvyčajný priemer Pluta bol viac ako dvetisíc kilometrov. Len priemer satelitu Pluta Charon je len 2-krát menší. Preto nie je pravda, že systém Pluto-Charon, rovnako ako systém Zem, je dvojitá planéta.

Podobnosti a rozdiely nájdeme aj v atmosférach terestrických planét. Venuša a Mars majú atmosféru na rozdiel od Merkúra, ktorý ju však podobne ako Mesiac prakticky nemá. Venuša má pomerne hustú atmosféru, ktorá pozostáva hlavne zo zlúčenín síry a oxidu uhličitého. Atmosféra Marsu je naopak príliš riedka a veľmi chudobná na dusík a kyslík. Tlak na povrchoch Venuše je takmer stokrát väčší, zatiaľ čo na Marse je takmer stopäťdesiatkrát menší ako na povrchoch Zeme.

Teplo na povrchu Venuše je dosť vysoké (asi päťsto stupňov Celzia) a zostáva takmer rovnaké po celý čas. Vysoká teplota povrchov Venuše je určená skleníkovým efektom. Hustá, hustá atmosféra uvoľňuje lúče Slnka, ale zachytáva tepelné infračervené žiarenie, ktoré pochádza z vyhrievaných povrchov. Plyn v atmosfére terestriálnej planéty je v neustálom pohybe. Počas prachovej búrky, ktorá trvá dlhšie ako jeden mesiac, sa do atmosféry Marsu často dostane veľké množstvo prachu.

Úvod

Medzi mnohými nebeskými telesami, ktoré študuje moderná astronómia, planéty zaujímajú zvláštne miesto. Všetci predsa dobre vieme, že Zem, na ktorej žijeme, je planéta, takže planéty sú telesá v podstate podobné našej Zemi.

No vo svete planét nenájdeme ani dve úplne podobné. Rozmanitosť fyzických podmienok na planétach je veľmi veľká. Vzdialenosť planéty od Slnka (a teda aj množstvo slnečného tepla a povrchová teplota), jej veľkosť, gravitačné napätie na povrchu, orientácia osi rotácie, ktorá určuje striedanie ročných období, prítomnosť resp. zloženie atmosféry, vnútorná štruktúra a mnohé ďalšie vlastnosti sú pre každého deväť planét slnečnej sústavy iné.

Rozprávaním o rôznorodosti podmienok na planétach môžeme hlbšie pochopiť zákonitosti ich vývoja a zistiť ich vzťah medzi určitými vlastnosťami planét. Takže napríklad jeho schopnosť udržať atmosféru jedného alebo druhého zloženia závisí od veľkosti, hmotnosti a teploty planéty a prítomnosť atmosféry zase ovplyvňuje tepelný režim planéty.

Ako ukazuje štúdium podmienok, za ktorých je možný vznik a ďalší vývoj živej hmoty, len na planétach môžeme hľadať známky existencie organického života. Preto má štúdium planét okrem všeobecného záujmu veľký význam aj z hľadiska vesmírnej biológie.

Štúdium planét má veľký význam okrem astronómie aj pre ďalšie oblasti vedy, predovšetkým vedy o Zemi – geológiu a geofyziku, ako aj pre kozmogóniu – vedu o vzniku a vývoji nebeských telies vrátane našej Zeme.

Medzi terestrické planéty patria planéty: Merkúr, Venuša, Zem a Mars.

Merkúr.

Všeobecné informácie.

Merkúr je planéta v slnečnej sústave najbližšie k Slnku. Priemerná vzdialenosť od Merkúra k Slnku je len 58 miliónov km. Spomedzi veľkých planét má najmenšie rozmery: jej priemer je 4865 km (0,38 priemeru Zeme), hmotnosť je 3,304 * 10 23 kg (0,055 hmotnosť Zeme alebo 1:6025000 hmotnosť Slnka); priemerná hustota 5,52 g/cm3. Merkúr je jasná hviezda, ale na oblohe ju nie je také ľahké vidieť. Faktom je, že keďže je Merkúr blízko Slnka, je pre nás vždy viditeľný neďaleko slnečného disku a vzďaľuje sa od neho buď doľava (na východ), alebo doprava (na západ) len krátko. vzdialenosť, ktorá nepresahuje 28 O. Preto ju možno vidieť len v tých dňoch v roku, keď sa vzďaľuje od Slnka na najväčšiu vzdialenosť. Nech sa napríklad Merkúr vzdiali od Slnka doľava. Slnko a všetky svietidlá vo svojom každodennom pohybe plávajú po oblohe zľava doprava. Preto najprv zapadá Slnko a o niečo viac ako hodinu zapadá Merkúr a my musíme hľadať túto planétu nízko nad západným obzorom.

Pohyb.

Merkúr sa pohybuje okolo Slnka v priemernej vzdialenosti 0,384 astronomických jednotiek (58 miliónov km) po eliptickej dráhe s veľkou excentricitou e-0,206; v perihéliu je vzdialenosť k Slnku 46 miliónov km a v aféliu 70 miliónov km. Planéta obehne okolo Slnka za tri pozemské mesiace alebo 88 dní rýchlosťou 47,9 km/s. Merkúr, ktorý sa pohybuje pozdĺž svojej dráhy okolo Slnka, sa súčasne otáča okolo svojej osi tak, že jeho rovnaká polovica je vždy otočená smerom k Slnku. To znamená, že na jednej strane Merkúra je vždy deň a na druhej noc. V 60. rokoch Pomocou radarových pozorovaní sa zistilo, že Merkúr rotuje okolo svojej osi smerom dopredu (t. j. ako pri orbitálnom pohybe) s periódou 58,65 dňa (vzhľadom na hviezdy). Dĺžka slnečného dňa na Merkúre je 176 dní. Rovník je naklonený k rovine svojej obežnej dráhy o 7°. Uhlová rýchlosť axiálnej rotácie Merkúra je 3/2 orbitálnej rýchlosti a zodpovedá uhlovej rýchlosti jeho pohybu po obežnej dráhe, keď je planéta v perihéliu. Na základe toho sa dá predpokladať, že rýchlosť rotácie Merkúra je spôsobená slapovými silami zo Slnka.

Atmosféra.

Ortuť nemusí mať žiadnu atmosféru, hoci polarizácia a spektrálne pozorovania naznačujú prítomnosť slabej atmosféry. S pomocou Mariner 10 sa zistilo, že Merkúr má veľmi riedky plynový obal, ktorý pozostáva hlavne z hélia. Táto atmosféra je v dynamickej rovnováhe: každý atóm hélia v nej zostane asi 200 dní, potom opustí planétu a na jej miesto nastúpi ďalšia častica z plazmy slnečného vetra. Okrem hélia sa v atmosfére Merkúra našlo aj zanedbateľné množstvo vodíka. Je to asi 50-krát menej ako hélium.

Ukázalo sa tiež, že Merkúr má slabé magnetické pole, ktorého sila je len 0,7 % sily Zeme. Sklon osi dipólu k osi rotácie Merkúra je 12 0 (na Zemi 11 0)

Tlak na povrchu planéty je približne 500 miliárd krát menší ako na povrchu Zeme.

Teplota.

Merkúr je oveľa bližšie k Slnku ako Zem. Preto naň svieti Slnko a hreje 7x silnejšie ako to naše. Na dennej strane Merkúra je strašne teplo, je tam večné teplo. Merania ukazujú, že teplota tam stúpa na 400 O nad nulou. Ale na nočnej strane by mal byť vždy silný mráz, ktorý pravdepodobne dosahuje 200 O a dokonca 250 O pod nulou. Ukazuje sa, že jedna polovica je horúca kamenná púšť a druhá polovica je ľadová púšť, možno pokrytá zamrznutými plynmi.

Povrch.

Z preletovej dráhy kozmickej lode Mariner 10 v roku 1974 bolo odfotografovaných viac ako 40 % povrchu Merkúra s rozlíšením 4 mm až 100 m, čo umožnilo vidieť Merkúr takmer rovnakým spôsobom ako Mesiac v tme. zo Zeme. Množstvo kráterov je najviditeľnejšou črtou jeho povrchu, ktorý možno na prvý dojem prirovnať k Mesiacu.

Morfológia kráterov je skutočne blízka lunárnej, ich impaktný pôvod je nepochybný: väčšina z nich má definovanú šachtu, stopy vyvrhnutia materiálu rozdrveného počas dopadu, s tvorbou v niektorých prípadoch charakteristických jasných lúčov a pole sekundárnych kráterov. V mnohých kráteroch je rozlíšiteľný centrálny kopec a terasovitá štruktúra vnútorného svahu. Je zaujímavé, že takéto vlastnosti majú nielen takmer všetky veľké krátery s priemerom nad 40-70 km, ale aj podstatne väčší počet menších kráterov, v rozmedzí 5-70 km (samozrejme, hovoríme o dobre -zachovali sa tu krátery). Tieto vlastnosti možno pripísať tak väčšej kinetickej energii telies padajúcich na povrch, ako aj samotnému povrchovému materiálu.

Stupeň erózie a vyhladzovania kráterov je rôzny. Vo všeobecnosti sú krátery Merkúr menej hlboké v porovnaní s mesačnými, čo možno vysvetliť aj väčšou kinetickou energiou meteoritov v dôsledku väčšieho zrýchlenia gravitácie na Merkúre ako na Mesiaci. Preto je kráter, ktorý sa vytvorí pri dopade, účinnejšie vyplnený vymršteným materiálom. Z rovnakého dôvodu sa sekundárne krátery nachádzajú bližšie k centrálnemu ako na Mesiaci a ložiská drviny v menšej miere maskujú primárny reliéf. Samotné sekundárne krátery sú hlbšie ako mesačné, čo sa opäť vysvetľuje tým, že úlomky padajúce na povrch zažívajú väčšie zrýchlenie v dôsledku gravitácie.

Rovnako ako na Mesiaci sa v závislosti od reliéfu dajú rozlíšiť prevládajúce nerovnomerné „kontinentálne“ a oveľa hladšie „morské“ oblasti. Posledne menované sú prevažne dutiny, ktoré sú však podstatne menšie ako na Mesiaci ich veľkosti zvyčajne nepresahujú 400-600 km. Niektoré kotliny sú navyše zle rozlíšiteľné na pozadí okolitého terénu. Výnimkou je spomínaná rozľahlá panva Canoris (Sea of ​​​​Heat), dlhá asi 1300 km, pripomínajúca slávne Sea of ​​Rains na Mesiaci.

V prevládajúcej kontinentálnej časti povrchu Merkúra možno rozlíšiť ako oblasti silne pokryté krátermi s najväčším stupňom degradácie kráterov, tak staré medzikráterové plošiny zaberajúce rozsiahle územia, čo naznačuje rozšírený staroveký vulkanizmus. Toto sú najstaršie zachované formy krajiny na planéte. Zarovnané povrchy kotlín sú zjavne pokryté najhrubšou vrstvou drvených hornín – regolitom. Spolu s malým počtom kráterov sú tu zvrásnené hrebene pripomínajúce mesiac. Niektoré rovinaté plochy susediace s kotlinami vznikli pravdepodobne nánosom materiálu z nich vyvrhnutého. Zároveň sa pre väčšinu rovín našli definitívne dôkazy o ich sopečnom pôvode, ide však o vulkanizmus neskoršieho dáta ako na medzikráterových plošinách. Dôkladná štúdia odhaľuje ďalšiu zaujímavú vlastnosť, ktorá vrhá svetlo na históriu formovania planéty. Hovoríme o charakteristických stopách tektonickej činnosti v celosvetovom meradle v podobe špecifických strmých ríms, prípadne srázov. Srázy majú dĺžku od 20 do 500 km a výšku svahov od niekoľkých stoviek metrov do 1 až 2 km. Svojou morfológiou a geometriou umiestnenia na povrchu sa líšia od bežných tektonických ruptúr a zlomov pozorovaných na Mesiaci a Marse a vznikli skôr v dôsledku ťahov, vrstiev v dôsledku napätia v povrchovej vrstve, ktoré vznikli pri stláčaní Merkúra. . Svedčí o tom horizontálny posun chrbtov niektorých kráterov.

Niektoré škarpy boli bombardované a čiastočne zničené. To znamená, že vznikli skôr ako krátery na ich povrchu. Na základe zúženia erózie týchto kráterov môžeme dospieť k záveru, že stlačenie kôry nastalo počas formovania „morí“ asi pred 4 miliardami rokov. Za najpravdepodobnejší dôvod kompresie treba zrejme považovať začiatok ochladzovania Merkúra. Podľa ďalšieho zaujímavého predpokladu viacerých odborníkov by alternatívnym mechanizmom pre silnú tektonickú aktivitu planéty počas tohto obdobia mohlo byť slapové spomalenie rotácie planéty asi 175-krát: z pôvodne predpokladanej hodnoty asi 8 hodín na 58,6 dňa.

Venuša.

Všeobecné informácie.

Venuša je druhá najbližšia planéta k Slnku, má takmer rovnakú veľkosť ako Zem a jej hmotnosť predstavuje viac ako 80 % hmotnosti Zeme. Z týchto dôvodov sa Venuša niekedy nazýva dvojča alebo sestra Zeme. Povrch a atmosféra týchto dvoch planét sú však úplne odlišné. Na Zemi sú rieky, jazerá, oceány a atmosféra, ktorú dýchame. Venuša je horúca planéta s hustou atmosférou, ktorá by bola pre ľudí smrteľná. Priemerná vzdialenosť od Venuše k Slnku je 108,2 milióna km; je takmer konštantná, keďže obežná dráha Venuše je bližšie ku kruhu ako naša planéta. Venuša dostáva od Slnka viac ako dvakrát viac svetla a tepla ako Zem. Na tienistej strane Venuše však dominuje mráz viac ako 20 stupňov pod nulou, keďže slnečné lúče sa sem veľmi dlho nedostanú. Planéta má veľmi hustú, hlbokú a veľmi zakalenú atmosféru, ktorá nám bráni vidieť povrch planéty. Atmosféru (plynový obal) objavil M.V. Lomonosov v roku 1761, čo tiež ukázalo podobnosť Venuše so Zemou. Planéta nemá žiadne satelity.

Pohyb.

Venuša má takmer kruhovú dráhu (excentricita 0,007), ktorú obehne za 224,7 pozemských dní rýchlosťou 35 km/s. vo vzdialenosti 108,2 milióna km od Slnka. Venuša sa otočí okolo svojej osi za 243 pozemských dní – najdlhší čas spomedzi všetkých planét. Okolo svojej osi sa Venuša otáča v opačnom smere, teda v smere opačnom k ​​jej orbitálnemu pohybu. Takáto pomalá a navyše spätná rotácia znamená, že pri pohľade z Venuše Slnko vychádza a zapadá iba dvakrát do roka, keďže jeden Venušský deň sa rovná 117 pozemským dňom. Rotačná os Venuše je takmer kolmá na obežnú rovinu (sklon 3°), takže neexistujú ročné obdobia – jeden deň je podobný druhému, má rovnaké trvanie a rovnaké počasie. Túto rovnomernosť počasia ešte umocňuje špecifickosť atmosféry Venuše – jej silný skleníkový efekt. Tiež Venuša, rovnako ako Mesiac, má svoje vlastné fázy.

Teplota.

Teplota je okolo 750 K na celom povrchu vo dne aj v noci. Dôvodom takejto vysokej teploty v blízkosti povrchu Venuše je skleníkový efekt: slnečné lúče pomerne ľahko prechádzajú cez oblaky jej atmosféry a ohrievajú povrch planéty, ale tepelné infračervené žiarenie samotného povrchu vystupuje cez atmosféru. späť do vesmíru s veľkými ťažkosťami. Na Zemi, kde je množstvo oxidu uhličitého v atmosfére malé, prirodzený skleníkový efekt zvyšuje globálne teploty o 30°C a na Venuši zase o ďalších 400°C. Štúdiom fyzikálnych dôsledkov najsilnejšieho skleníkového efektu na Venuši máme dobrú predstavu o výsledkoch, ktoré by mohli vyplynúť z akumulácie prebytočného tepla na Zemi, spôsobeného rastúcou koncentráciou oxidu uhličitého v atmosfére v dôsledku horenia. fosílnych palív – uhlia a ropy.

V roku 1970 prvá kozmická loď, ktorá dorazila na Venuši, vydržala intenzívnemu teplu len asi jednu hodinu, ale to bolo akurát dosť na to, aby poslala späť na Zem údaje o podmienkach na povrchu.

Atmosféra.

Tajomná atmosféra Venuše bola v posledných dvoch desaťročiach ústredným prvkom programu robotického prieskumu. Najdôležitejšie aspekty jej výskumu boli chemické zloženie, vertikálna štruktúra a dynamika ovzdušia. Veľká pozornosť bola venovaná oblačnosti, ktorá hrá úlohu neprekonateľnej bariéry prenikaniu elektromagnetických vĺn optického rozsahu do hlbín atmosféry. Počas televízneho natáčania Venuše bolo možné získať obraz len oblačnosti. Nepochopiteľná bola mimoriadna suchosť vzduchu a jeho fenomenálny skleníkový efekt, kvôli ktorému bola skutočná teplota povrchu a spodných vrstiev troposféry o viac ako 500 stupňov vyššia ako efektívna (rovnovážna).

Atmosféra Venuše je extrémne horúca a suchá v dôsledku skleníkového efektu. Je to hustá pokrývka oxidu uhličitého, ktorá zadržiava teplo prichádzajúce zo Slnka. V dôsledku toho sa akumuluje veľké množstvo tepelnej energie. Tlak na povrchu je 90 barov (ako v moriach na Zemi v hĺbke 900 m). Kozmické lode musia byť navrhnuté tak, aby odolali drvivej, drvivej sile atmosféry.

Atmosféru Venuše tvorí najmä oxid uhličitý (CO 2) -97%, ktorý môže pôsobiť ako akási pokrývka, zachytávajúca slnečné teplo, ako aj malé množstvo dusíka (N 2) -2,0%, vodná para (H 20) -0,05 % a kyslík (0) -0,1 %. Kyselina chlorovodíková (HCl) a kyselina fluorovodíková (HF) boli nájdené ako menšie nečistoty. Celkové množstvo oxidu uhličitého na Venuši a na Zemi je približne rovnaké. Len na Zemi je viazaný v sedimentárnych horninách a čiastočne absorbovaný vodnými masami oceánov, no na Venuši je celý sústredený v atmosfére. Počas dňa je povrch planéty osvetlený difúznym slnečným žiarením s približne rovnakou intenzitou ako v zamračenom dni na Zemi. Na Venuši bolo v noci vidieť veľa bleskov.

Oblaky Venuše pozostávajú z mikroskopických kvapiek koncentrovanej kyseliny sírovej (H 2 SO 4). Vrchná vrstva oblačnosti je 90 km od povrchu, teplota je tam asi 200 K; spodná vrstva je vo výške 30 km, teplota je asi 430 K. Ešte nižšie je tak horúco, že nie sú žiadne mraky. Samozrejme, na povrchu Venuše nie je žiadna tekutá voda. Atmosféra Venuše na úrovni hornej vrstvy oblakov sa otáča rovnakým smerom ako povrch planéty, ale oveľa rýchlejšie, pričom revolúciu dokončí za 4 dni; tento jav sa nazýva superrotácia a zatiaľ sa pre ňu nenašlo vysvetlenie.

Povrch.

Povrch Venuše je pokrytý stovkami tisíc sopiek. Existuje niekoľko veľmi veľkých: 3 km vysoké a 500 km široké. Ale väčšina sopiek má priemer 2-3 km a výšku asi 100 m. Výlev lávy na Venuši trvá oveľa dlhšie ako na Zemi. Venuša je príliš horúca na ľad, dážď alebo búrky, takže nedochádza k výraznému zvetrávaniu. To znamená, že sopky a krátery sa od svojho vzniku pred miliónmi rokov takmer nezmenili.

Venuša je pokrytá tvrdými kameňmi. Pod nimi cirkuluje horúca láva, ktorá spôsobuje napätie v tenkej povrchovej vrstve. Láva neustále vyviera z dier a zlomov v pevnej hornine. Okrem toho sopky neustále vyžarujú prúdy malých kvapiek kyseliny sírovej. Na niektorých miestach sa hustá láva, postupne vytekajúca, hromadí vo forme obrovských mlák širokých až 25 km. Na iných miestach tvoria obrovské bubliny lávy na povrchu kupoly, ktoré sa následne zrútia.

Na povrchu Venuše bola objavená hornina bohatá na draslík, urán a tórium, ktorá v pozemských podmienkach zodpovedá zloženiu nie primárnych vulkanických hornín, ale sekundárnych, ktoré prešli exogénnym spracovaním. Na iných miestach sa na povrchu nachádza hrubá drvina a kvádrový materiál tmavých hornín s hustotou 2,7-2,9 g/cm a ďalšie prvky charakteristické pre bazalty. Ukázalo sa teda, že povrchové horniny Venuše sú rovnaké ako tie na Mesiaci, Merkúr a Mars, vyvrhli vyvrelé horniny základného zloženia.

O vnútornej štruktúre Venuše sa vie len málo. Pravdepodobne má kovové jadro zaberajúce 50 % polomeru. Ale planéta nemá magnetické pole kvôli jej veľmi pomalej rotácii.

Venuša v žiadnom prípade nie je pohostinným svetom, akým kedysi mala byť. So svojou atmosférou oxidu uhličitého, oblakmi kyseliny sírovej a strašným teplom je pre človeka úplne nevhodný. Pod ťarchou týchto informácií niektoré nádeje stroskotali: veď pred necelými 20 rokmi mnohí vedci považovali Venušu za sľubnejší objekt na prieskum vesmíru ako Mars.

Zem.

Všeobecné informácie.

Zem je tretia planéta od Slnka v slnečnej sústave. Tvar Zeme je blízky elipsoidu, sploštený na póloch a natiahnutý v rovníkovej zóne. Priemerný polomer Zeme je 6371,032 km, polárny - 6356,777 km, rovníkový - 6378,160 km. Hmotnosť - 5,976*1024 kg. Priemerná hustota Zeme je 5518 kg/m³. Plocha Zeme je 510,2 milióna km², z čoho približne 70,8 % je vo Svetovom oceáne. Jeho priemerná hĺbka je asi 3,8 km, maximálna (Marianská priekopa v Tichom oceáne) je 11,022 km; objem vody je 1370 miliónov km³, priemerná slanosť je 35 g/l. Pôda tvorí 29,2 % a tvorí šesť kontinentov a ostrovov. Nad hladinu mora sa týči v priemere o 875 m; najvyššia výška (vrchol Chomolungma v Himalájach) 8848 m Pohorie zaberá viac ako 1/3 povrchu zeme. Púšte pokrývajú asi 20 % zemského povrchu, savany a lesy - asi 20 %, lesy - asi 30 %, ľadovce - viac ako 10 %. Viac ako 10 % pôdy zaberá poľnohospodárska pôda.

Zem má len jeden satelit - Mesiac.

Zem sa vďaka svojim jedinečným, možno jedinečným prírodným podmienkam vo vesmíre stala miestom, kde vznikol a rozvíjal sa organický život. Autor: Podľa moderných kozmogonických predstáv planéta vznikla približne pred 4,6 - 4,7 miliardami rokov z protoplanetárneho mraku zachyteného gravitáciou Slnka. Vznik prvej, najstaršej zo skúmaných hornín trval 100-200 miliónov rokov. Asi pred 3,5 miliardami rokov vznikli podmienky priaznivé pre vznik života. Homo sapiens (Homo sapiens) sa ako druh objavil asi pred pol miliónom rokov a formovanie moderného typu človeka sa datuje do doby ústupu prvého ľadovca, teda asi pred 40 tisíc rokmi.

Pohyb.

Rovnako ako ostatné planéty sa pohybuje okolo Slnka po eliptickej dráhe s excentricitou 0,017. Vzdialenosť od Zeme k Slnku v rôznych bodoch obežnej dráhy nie je rovnaká. Priemerná vzdialenosť je asi 149,6 milióna km. Keď sa naša planéta pohybuje okolo Slnka, rovina zemského rovníka sa pohybuje rovnobežne so sebou takým spôsobom, že v niektorých častiach obežnej dráhy je zemeguľa naklonená k Slnku so svojou severnou pologuľou a v iných - s južnou pologuľou. Obdobie obehu okolo Slnka je 365,256 dňa s dennou rotáciou 23 hodín 56 minút. Rotačná os Zeme je umiestnená pod uhlom 66,5º k rovine jej pohybu okolo Slnka.

Atmosféra .

Atmosféru Zeme tvorí 78 % dusíka a 21 % kyslíka (v atmosfére je veľmi málo iných plynov); je výsledkom dlhého vývoja pod vplyvom geologických, chemických a biologických procesov. Je možné, že prvotná atmosféra Zeme bola bohatá na vodík, ktorý potom unikol. Odplynenie podložia naplnilo atmosféru oxidom uhličitým a vodnou parou. Para však kondenzovala v oceánoch a oxid uhličitý sa zachytil v uhličitanových horninách. Dusík tak zostal v atmosfére a kyslík sa objavoval postupne v dôsledku životnej aktivity biosféry. Ešte pred 600 miliónmi rokov bol obsah kyslíka vo vzduchu 100-krát nižší ako dnes.

Naša planéta je obklopená obrovskou atmosférou. Podľa teploty možno zloženie a fyzikálne vlastnosti atmosféry rozdeliť do rôznych vrstiev. Troposféra je oblasť ležiaca medzi povrchom Zeme a nadmorskou výškou 11 km. Ide o pomerne hrubú a hustú vrstvu obsahujúcu väčšinu vodnej pary vo vzduchu. Prebiehajú v ňom takmer všetky atmosférické javy, ktoré priamo zaujímajú obyvateľov Zeme. Troposféra obsahuje oblaky, zrážky atď. Vrstva oddeľujúca troposféru od ďalšej vrstvy atmosféry, stratosféry, sa nazýva tropopauza. Ide o oblasť s veľmi nízkymi teplotami.

Zloženie stratosféry je rovnaké ako troposféra, no tvorí sa a sústreďuje sa v nej ozón. Ionosféra, teda ionizovaná vrstva vzduchu, sa tvorí tak v troposfére, ako aj v nižších vrstvách. Odráža vysokofrekvenčné rádiové vlny.

Atmosférický tlak na hladine oceánu je za normálnych podmienok približne 0,1 MPa. Predpokladá sa, že zemská atmosféra sa v procese evolúcie výrazne zmenila: obohatila sa kyslíkom a získala svoje moderné zloženie v dôsledku dlhodobej interakcie s horninami a za účasti biosféry, t. j. rastlinných a živočíšnych organizmov. . Dôkazom, že k takýmto zmenám skutočne došlo, sú napríklad ložiská uhlia a hrubé vrstvy karbonátových nánosov v sedimentárnych horninách obsahujú obrovské množstvo uhlíka, ktorý bol predtým súčasťou zemskej atmosféry vo forme oxidu uhličitého a oxidu uhoľnatého. Vedci sa domnievajú, že staroveká atmosféra pochádzala z plynných produktov sopečných erupcií; jeho zloženie sa posudzuje chemickou analýzou vzoriek plynov „utesnených“ v dutinách starých hornín. Študované vzorky, ktoré sú staré približne 3,5 miliardy rokov, obsahujú približne 60 % oxidu uhličitého a zvyšných 40 % tvoria zlúčeniny síry, amoniak, chlorovodík a fluorovodík. Dusík a inertné plyny boli nájdené v malých množstvách. Všetok kyslík bol chemicky viazaný.

Pre biologické procesy na Zemi má veľký význam ozonosféra – ozónová vrstva nachádzajúca sa v nadmorskej výške 12 až 50 km. Oblasť nad 50-80 km sa nazýva ionosféra. Atómy a molekuly v tejto vrstve sú intenzívne ionizované vplyvom slnečného žiarenia, najmä ultrafialového žiarenia. Keby nebolo ozónovej vrstvy, toky žiarenia by sa dostali na povrch Zeme, čo by spôsobilo zničenie živých organizmov, ktoré tam existujú. Nakoniec, vo vzdialenostiach viac ako 1000 km je plyn taký riedky, že zrážky medzi molekulami prestávajú hrať významnú úlohu a atómy sú viac ako z polovice ionizované. Vo výške asi 1,6 a 3,7 polomeru Zeme sa nachádza prvý a druhý radiačný pás.

Štruktúra planéty.

Hlavnú úlohu pri štúdiu vnútornej stavby Zeme zohrávajú seizmické metódy založené na štúdiu šírenia v jej hrúbke elastických vĺn (pozdĺžnych aj priečnych) vznikajúcich pri seizmických javoch - pri prirodzených zemetraseniach a v dôsledku výbuchy. Na základe týchto štúdií je Zem konvenčne rozdelená do troch oblastí: kôra, plášť a jadro (v strede). Vonkajšia vrstva - kôra - má priemernú hrúbku asi 35 km. Hlavné typy zemskej kôry sú kontinentálne (kontinentálne) a oceánske; V prechodnej zóne z kontinentu do oceánu je vyvinutý stredný typ kôry. Hrúbka kôry sa mení v pomerne širokom rozmedzí: oceánska kôra (s prihliadnutím na vrstvu vody) má hrúbku asi 10 km, zatiaľ čo hrúbka kontinentálnej kôry je desaťkrát väčšia. Povrchové sedimenty zaberajú vrstvu hrubú asi 2 km. Pod nimi je žulová vrstva (na kontinentoch je jej hrúbka 20 km) a pod ňou je približne 14 km (na kontinentoch aj oceánoch) čadičová vrstva (spodná kôra). Hustota v strede Zeme je asi 12,5 g/cm³. Priemerné hustoty sú: 2,6 g/cm³ - na zemskom povrchu, 2,67 g/cm³ - pre žulu, 2,85 g/cm³ - pre čadič.

Zemský plášť, nazývaný aj kremičitanový obal, siaha do hĺbky približne 35 až 2885 km. Od zemskej kôry je oddelená ostrou hranicou (tzv. Mohorovičova hranica), hlbšie za ktorou sa prudko zvyšujú rýchlosti pozdĺžnych aj priečnych elastických seizmických vĺn, ako aj mechanická hustota. Hustoty v plášti sa zvyšujú s hĺbkou od približne 3,3 do 9,7 g/cm³. V kôre a (čiastočne) v plášti sa nachádzajú rozsiahle litosférické dosky. Ich sekulárne pohyby určujú nielen kontinentálny drift, ktorý výrazne ovplyvňuje vzhľad Zeme, ale majú aj vplyv na umiestnenie seizmických zón na planéte. Ďalšia hranica objavená seizmickými metódami (Gutenbergova hranica) - medzi plášťom a vonkajším jadrom - sa nachádza v hĺbke 2775 km. Na ňom rýchlosť pozdĺžnych vĺn klesá z 13,6 km/s (v plášti) na 8,1 km/s (v jadre) a rýchlosť priečnych vĺn klesá zo 7,3 km/s na nulu. To posledné znamená, že vonkajšie jadro je tekuté. Podľa moderných koncepcií sa vonkajšie jadro skladá zo síry (12 %) a železa (88 %). Napokon v hĺbkach väčších ako 5 120 km odhalia seizmické metódy prítomnosť pevného vnútorného jadra, ktoré predstavuje 1,7 % hmotnosti Zeme. Pravdepodobne ide o zliatinu železa a niklu (80 % Fe, 20 % Ni).

Gravitačné pole Zeme je s vysokou presnosťou opísané Newtonovým zákonom univerzálnej gravitácie. Gravitačné zrýchlenie nad zemským povrchom je určené gravitačnými aj odstredivými silami v dôsledku rotácie Zeme. Gravitačné zrýchlenie na povrchu planéty je 9,8 m/s².

Zem má tiež magnetické a elektrické polia. Magnetické pole nad povrchom Zeme pozostáva z konštantnej (alebo sa dosť pomaly meniacej) a premenlivej časti; to druhé sa zvyčajne pripisuje zmenám v magnetickom poli. Hlavné magnetické pole má štruktúru blízku dipólu. Magnetický dipólový moment Zeme, rovný 7,98T10^25 SGSM jednotiek, smeruje približne opačne ako mechanický, hoci v súčasnosti sú magnetické póly oproti geografickým mierne posunuté. Ich poloha sa však časom mení, a hoci sú tieto zmeny dosť pomalé, v priebehu geologických období sa podľa paleomagnetických údajov zisťujú dokonca aj magnetické inverzie, teda prepólovania. Intenzita magnetického poľa na severnom a južnom magnetickom póle je 0,58 a 0,68 Oe, v tomto poradí, a na geomagnetickom rovníku - asi 0,4 Oe.

Elektrické pole nad zemským povrchom má priemernú silu asi 100 V/m a smeruje vertikálne nadol – ide o takzvané pole jasného počasia, ale toto pole má výrazné (periodické aj nepravidelné) variácie.

Mesiac.

Mesiac je prirodzená družica Zeme a nám najbližšie nebeské teleso. Priemerná vzdialenosť k Mesiacu je 384 000 kilometrov, priemer Mesiaca je asi 3 476 km. Priemerná hustota Mesiaca je 3,347 g/cm³, čo je asi 0,607 priemernej hustoty Zeme. Hmotnosť satelitu je 73 biliónov ton. Gravitačné zrýchlenie na povrchu Mesiaca je 1,623 m/s².

Mesiac sa pohybuje okolo Zeme priemernou rýchlosťou 1,02 km/s po zhruba eliptickej dráhe v tom istom smere, v ktorom sa pohybuje veľká väčšina ostatných telies v Slnečnej sústave, teda proti smeru hodinových ručičiek pri pohľade na dráhu Mesiaca z obežnej dráhy. Severný pól. Obdobie obehu Mesiaca okolo Zeme, takzvaný hviezdny mesiac, sa rovná 27,321661 priemerným dňom, ale podlieha miernym výkyvom a veľmi malému svetskému zníženiu.

Povrch Mesiaca, ktorý nie je chránený atmosférou, sa cez deň zahreje na +110°C a v noci sa ochladí na -120°C, avšak ako ukázali rádiové pozorovania, tieto obrovské teplotné výkyvy prenikajú len do niekoľkých decimetrov. hlboké kvôli extrémne slabej tepelnej vodivosti povrchových vrstiev.

Reliéf mesačného povrchu bol objasnený najmä v dôsledku mnohých rokov teleskopických pozorovaní. „Lunárne moria“, ktoré zaberajú asi 40 % viditeľného povrchu Mesiaca, sú ploché nížiny pretínané trhlinami a nízkymi kľukatými hrebeňmi; V moriach je pomerne málo veľkých kráterov. Mnohé moria sú obklopené sústrednými prstencovými hrebeňmi. Zvyšný, ľahší povrch je pokrytý početnými krátermi, prstencovými hrebeňmi, ryhami atď.

Mars.

Všeobecné informácie.

Mars je štvrtá planéta slnečnej sústavy. Mars – z gréckeho „Mas“ – mužská sila – boh vojny. Mars patrí podľa základných fyzikálnych vlastností medzi terestrické planéty. V priemere je takmer polovica veľkosti Zeme a Venuše. Priemerná vzdialenosť od Slnka je 1,52 AU. Rovníkový polomer je 3380 km. Priemerná hustota planéty je 3950 kg/m³. Mars má dva satelity - Phobos a Deimos.

Atmosféra.

Planéta je zahalená v plynnom obale – atmosfére, ktorá má nižšiu hustotu ako zemská. Dokonca aj v hlbokých depresiách Marsu, kde je atmosférický tlak najväčší, je približne 100-krát menší ako na povrchu Zeme a na úrovni vrcholov marťanských hôr je to 500-1000-krát menej. Svojím zložením pripomína atmosféru Venuše a obsahuje 95,3 % oxidu uhličitého s prímesou 2,7 % dusíka, 1,6 % argónu, 0,07 % oxidu uhoľnatého, 0,13 % kyslíka a približne 0,03 % vodnej pary, pričom obsah sa mení, ako aj prímesi neón, kryptón, xenón.

Priemerná teplota na Marse je výrazne nižšia ako na Zemi, okolo -40° C. Za najpriaznivejších podmienok v lete sa na dennej polovici planéty vzduch ohreje až na 20° C - pre obyvateľov úplne prijateľná teplota Zeme. Ale v zimnej noci môže mráz dosiahnuť -125 ° C. Takéto náhle zmeny teploty sú spôsobené tým, že tenká atmosféra Marsu nie je schopná udržať teplo po dlhú dobu.

Nad povrchom planéty často vanie silný vietor, ktorého rýchlosť dosahuje 100 m/s. Nízka gravitácia umožňuje aj tenkým prúdom vzduchu zdvihnúť obrovské oblaky prachu. Niekedy sú dosť veľké oblasti na Marse pokryté obrovskými prachovými búrkami. Globálna prachová búrka zúrila od septembra 1971 do januára 1972 a vyniesla do atmosféry asi miliardu ton prachu do výšky viac ako 10 km.

V atmosfére Marsu je veľmi málo vodnej pary, no pri nízkom tlaku a teplote je v stave blízkom nasýteniu a často sa zhromažďuje v oblakoch. Marťanské oblaky sú v porovnaní s pozemskými skôr nevýrazné, hoci majú rôzne tvary a typy: cirry, zvlnené, záveterné (v blízkosti veľkých hôr a pod svahmi veľkých kráterov, na miestach chránených pred vetrom). Nad nížinami, kaňonmi, údoliami a na dne kráterov sa počas chladných dní často vyskytuje hmla.

Ako ukazujú fotografie z amerických pristávacích staníc Viking 1 a Viking 2, marťanská obloha má za jasného počasia ružovkastú farbu, čo sa vysvetľuje rozptylom slnečného svetla na prachových časticiach a osvetlením oparu oranžovým povrchom planéty. . Bez oblakov je plynový obal Marsu oveľa priehľadnejší ako zemský, a to aj pre ultrafialové lúče, ktoré sú nebezpečné pre živé organizmy.

Ročné obdobia.

Slnečný deň na Marse trvá 24 hodín a 39 minút. 35 s. Výrazný sklon rovníka k rovine obežnej dráhy vedie k tomu, že v niektorých častiach obežnej dráhy sú Slnkom osvetlené a ohrievané prevažne severné zemepisné šírky Marsu, zatiaľ čo v iných - južné, t.j. zmena ročných období vyskytuje. Marťanský rok trvá približne 686,9 dňa. K zmene ročných období na Marse dochádza rovnako ako na Zemi. Sezónne zmeny sú najvýraznejšie v polárnych oblastiach. V zime zaberajú významnú plochu polárne čiapky. Hranica severnej polárnej čiapky sa môže vzdialiť od pólu o tretinu vzdialenosti od rovníka a hranica južnej čiapky pokrýva polovicu tejto vzdialenosti. Tento rozdiel je spôsobený tým, že na severnej pologuli nastáva zima, keď Mars prechádza perihéliom svojej dráhy a na južnej pologuli, keď prechádza cez afélium. Z tohto dôvodu je zima na južnej pologuli chladnejšia ako na severnej. Elipticita marťanskej obežnej dráhy vedie k výrazným rozdielom v podnebí severnej a južnej pologule: v stredných zemepisných šírkach sú zimy chladnejšie a letá sú teplejšie ako na južnej, ale kratšie ako na severnej pologuli Marsu sa severná polárna čiapočka rýchlo zmenšuje, ale v tomto čase rastie ďalšia - blízko južného pólu, kde prichádza zima. Koncom 19. a začiatkom 20. storočia sa verilo, že polárne čiapky Marsu sú ľadovce a sneh. Podľa moderných údajov sa obe polárne čiapky planéty - severná a južná - skladajú z pevného oxidu uhličitého, t. j. suchého ľadu, ktorý vzniká, keď oxid uhličitý, ktorý je súčasťou atmosféry Marsu, zamrzne, a vodný ľad zmiešaný s minerálnym prachom. .

Štruktúra planéty.

Vďaka nízkej hmotnosti je gravitácia na Marse takmer trikrát nižšia ako na Zemi. V súčasnosti je podrobne študovaná štruktúra gravitačného poľa Marsu. Označuje miernu odchýlku od rovnomerného rozloženia hustoty na planéte. Jadro môže mať polomer až polovice polomeru planéty. Zrejme pozostáva z čistého železa alebo zliatiny Fe-FeS (sulfid železa a železa) a prípadne vodíka rozpusteného v nich. Jadro Marsu je zrejme čiastočne alebo úplne tekuté.

Mars by mal mať hrubú kôru hrubú 70-100 km. Medzi jadrom a kôrou sa nachádza silikátový plášť obohatený o železo. Červené oxidy železa prítomné v povrchových horninách určujú farbu planéty. Teraz sa Mars naďalej ochladzuje.

Seizmická aktivita planéty je slabá.

Povrch.

Povrch Marsu na prvý pohľad pripomína Mesiac. V skutočnosti je však jeho reliéf veľmi rôznorodý. V priebehu dlhej geologickej histórie Marsu sa jeho povrch zmenil v dôsledku sopečných erupcií a zemetrasení. Hlboké jazvy na tvári boha vojny zanechali meteority, vietor, voda a ľad.

Povrch planéty sa skladá z dvoch kontrastných častí: staroveké vysočiny pokrývajúce južnú pologuľu a mladšie roviny sústredené v severných zemepisných šírkach. Okrem toho vynikajú dve veľké vulkanické oblasti – Elysium a Tharsis. Výškový rozdiel medzi hornatými a nížinnými oblasťami dosahuje 6 km. Prečo sa rôzne oblasti od seba tak líšia, stále nie je jasné. Možno je toto rozdelenie spojené s veľmi dlhou katastrofou – pádom veľkého asteroidu na Mars.

Vo vysokohorskej časti sa zachovali stopy po aktívnom bombardovaní meteoritmi, ktoré sa odohralo asi pred 4 miliardami rokov. Meteorické krátery pokrývajú 2/3 povrchu planéty. Na starej vysočine je ich takmer toľko ako na Mesiaci. Ale mnohým marťanským kráterom sa podarilo „stratiť svoj tvar“ v dôsledku zvetrávania. Niektoré z nich zrejme kedysi odplavili prúdy vody. Severné pláne vyzerajú úplne inak. Pred 4 miliardami rokov na nich bolo veľa meteoritových kráterov, ale potom ich už spomínaná katastrofická udalosť vymazala z 1/3 povrchu planéty a jej reliéf sa v tejto oblasti začal formovať nanovo. Jednotlivé meteority tam dopadli neskôr, ale vo všeobecnosti je na severe málo impaktných kráterov.

Vzhľad tejto pologule určila sopečná činnosť. Niektoré z plání sú úplne pokryté starými vyvretými horninami. Prúdy tekutej lávy sa šírili po povrchu, stuhli a popri nich tiekli nové prúdy. Tieto skamenené „rieky“ sú sústredené okolo veľkých sopiek. Na koncoch lávových jazykov sú pozorované štruktúry podobné suchozemským sedimentárnym horninám. Pravdepodobne, keď horúce magmatické masy roztopili vrstvy podzemného ľadu, vytvorili sa na povrchu Marsu pomerne veľké vodné plochy, ktoré postupne vysychali. Interakcia lávy a podzemného ľadu tiež viedla k objaveniu sa početných rýh a trhlín. V nízko položených oblastiach severnej pologule, ďaleko od sopiek, sa nachádzajú pieskové duny. Najmä v blízkosti severnej polárnej čiapky je ich veľa.

Množstvo vulkanickej krajiny naznačuje, že v dávnej minulosti Mars zažil dosť búrlivú geologickú éru, ktorá sa s najväčšou pravdepodobnosťou skončila asi pred miliardou rokov. Najaktívnejšie procesy sa vyskytli v oblastiach Elysium a Tharsis. Svojho času boli doslova vytlačené z útrob Marsu a teraz sa dvíhajú nad jeho povrch v podobe obrovských opuchov: Elysium je 5 km vysoké, Tharsis 10 km. Okolo týchto vydutín sú sústredené početné zlomy, trhliny a vyvýšeniny – stopy dávnych procesov v marťanskej kôre. Najambicióznejší systém kaňonov, hlboký niekoľko kilometrov, Valles Marineris, začína na vrchole pohoria Tharsis a tiahne sa 4 tisíc kilometrov na východ. V centrálnej časti doliny dosahuje jej šírka niekoľko stoviek kilometrov. V minulosti, keď bola atmosféra Marsu hustejšia, mohla do kaňonov prúdiť voda a vytvárať v nich hlboké jazerá.

Sopky Marsu sú na pozemské pomery výnimočným javom. Ale aj medzi nimi vyniká sopka Olymp, ktorá sa nachádza na severozápade pohoria Tharsis. Priemer základne tejto hory dosahuje 550 km a výška je 27 km, t.j. je trikrát väčšia ako Everest, najvyšší vrch na Zemi. Olympus je korunovaný obrovským 60-kilometrovým kráterom. Ďalšia sopka, Alba, bola objavená východne od najvyššej časti pohoria Tharsis. Na výšku síce nemôže konkurovať Olympusu, no jeho základný priemer je takmer trikrát väčší.

Tieto sopečné kužele boli výsledkom tichých výlevov veľmi tekutej lávy, ktorá má podobné zloženie ako láva pozemských sopiek Havajských ostrovov. Stopy sopečného popola na svahoch iných hôr naznačujú, že na Marse sa niekedy vyskytli katastrofické erupcie.

V minulosti zohrávala tečúca voda obrovskú úlohu pri formovaní topografie Marsu. V prvých fázach štúdie sa astronómom zdal Mars ako púštna a bezvodá planéta, ale keď bol povrch Marsu odfotografovaný z blízka, ukázalo sa, že v starých vysočinách sa často nachádzali rokliny, ktoré sa zdali byť ponechané. tečúcou vodou. Niektoré z nich vyzerajú, akoby ich pred mnohými rokmi prerazili búrlivé, zurčiace potoky. Tie sa niekedy tiahnu aj mnoho stoviek kilometrov. Niektoré z týchto „prúdov“ sú dosť staré. Ostatné údolia sú veľmi podobné korytám pokojných pozemských riek. Za svoj vzhľad pravdepodobne vďačia roztápaniu podzemného ľadu.

Niektoré dodatočné informácie o Marse možno získať nepriamymi metódami založenými na štúdiách jeho prirodzených satelitov - Phobos a Deimos.

Satelity Marsu.

Mesiace Marsu objavil 11. a 17. augusta 1877 počas veľkej opozície americký astronóm Asaph Hall. Satelity dostali také mená z gréckej mytológie: Phobos a Deimos - synovia Aresa (Mars) a Afrodity (Venuša), vždy sprevádzali svojho otca. V preklade z gréčtiny znamená „phobos“ „strach“ a „deimos“ znamená „hrôza“.

Phobos. Deimos.

Oba satelity Marsu sa pohybujú takmer presne v rovine rovníka planéty. Pomocou kozmickej lode sa zistilo, že Phobos a Deimos majú nepravidelný tvar a vo svojej orbitálnej polohe zostávajú vždy otočené k planéte tou istou stranou. Rozmery Phobosu sú asi 27 km a Deimos asi 15 km. Povrch Marsových mesiacov pozostáva z veľmi tmavých minerálov a je pokrytý početnými krátermi. Jeden z nich, na Phobos, má priemer asi 5,3 km. Krátery pravdepodobne vznikli bombardovaním meteoritmi, pôvod systému paralelných rýh nie je známy. Uhlová rýchlosť obežného pohybu Phobosu je taká vysoká, že predbiehajúc axiálnu rotáciu planéty, stúpa, na rozdiel od iných svietidiel, na západe a zapadá na východe.

Hľadanie života na Marse.

Na Marse sa už dlho hľadajú formy mimozemského života. Pri skúmaní planéty kozmickou loďou Viking sa uskutočnili tri zložité biologické experimenty: pyrolýzny rozklad, výmena plynu a rozklad štítkov. Vychádzajú zo skúseností štúdia pozemského života. Experiment pyrolýzneho rozkladu bol založený na určovaní procesov fotosyntézy s uhlíkom, experiment s rozkladom tagu vychádzal z predpokladu, že voda je nevyhnutná pre existenciu a experiment s výmenou plynov zohľadňoval, že život na Marse musí využívať vodu ako rozpúšťadlo. Hoci všetky tri biologické experimenty priniesli pozitívne výsledky, sú pravdepodobne nebiologickej povahy a dajú sa vysvetliť anorganickými reakciami živného roztoku s látkou marťanského pôvodu. Môžeme teda zhrnúť, že Mars je planéta, ktorá nemá podmienky na vznik života.

Záver

Zoznámili sme sa so súčasným stavom našej planéty a planét skupiny Zem. Budúcnosť našej planéty a vlastne celého planetárneho systému, ak sa nestane nič neočakávané, sa zdá byť jasná. Pravdepodobnosť, že zavedený poriadok pohybu planét naruší nejaká putujúca hviezda, je malá, dokonca v priebehu niekoľkých miliárd rokov. V blízkej budúcnosti nemôžeme očakávať zásadné zmeny v toku slnečnej energie. Je pravdepodobné, že doby ľadové sa môžu opakovať. Človek môže zmeniť klímu, ale môže pri tom urobiť chybu. Kontinenty budú v nasledujúcich obdobiach stúpať a klesať, ale dúfame, že procesy budú prebiehať pomaly. Z času na čas sú možné masívne dopady meteoritov.

Ale v podstate si solárny systém zachová svoj moderný vzhľad.

Plán.

1. Úvod.

2. Ortuť.

3. Venuša.

6. Záver.

7. Literatúra.

Planéta Merkúr.

Povrch Merkúra.

Planéta Venuša.

Povrch Venuše.

Planéta Zem.

Povrch zeme.

Planéta Mars.

Povrch Marsu.

Zemské planéty Terestriálne planéty 4 planéty slnečnej sústavy: Merkúr, Venuša, Zem a Mars. Štruktúrou a zložením sú im blízke niektoré kamenné asteroidy, napríklad Vesta. Terestriálne planéty majú vysokú hustotu a... ... Wikipedia

PLANÉTY A SATELITY.- PLANÉTY A SATELITY. 9 veľkých planét slnečnej sústavy je rozdelených na pozemské planéty (Merkúr... Fyzická encyklopédia

Planéty- Planéty vhodné pre vznik života Teoretická závislosť zóny umiestnenia planét vhodných na podporu života (zvýraznené zelenou farbou) od typu hviezdy. Orbitálna stupnica sa nerešpektuje... Wikipedia

Obrie planéty- 4 planéty slnečnej sústavy: Jupiter, Saturn, Urán, Neptún; nachádza mimo prstenca menších planét. V porovnaní s pevnými planétami pozemskej skupiny (vnútorné) sú to všetky plynné planéty, majú veľké rozmery, hmotnosti ... Wikipedia

Planéty- Planéty. PLANÉTY, najhmotnejšie telesá Slnečnej sústavy, pohybujúce sa po eliptických dráhach okolo Slnka (pozri Keplerove zákony je známych 9 planét). Takzvané terestrické planéty (Merkúr, Venuša, Zem, Mars) majú pevné... ... Ilustrovaný encyklopedický slovník

PLANETS- (z gréckych planét putovanie) najhmotnejšie telesá Slnečnej sústavy, pohybujúce sa po eliptických dráhach okolo Slnka (pozri Keplerove zákony), žiaria odrazeným slnečným svetlom. Umiestnenie planét v smere od Slnka: Merkúr, Venuša, ... ... Veľký encyklopedický slovník

Zem- Zem Fotografia Zeme z kozmickej lode Apollo 17 Orbitálna charakteristika Aphelion 152 097 701 km 1,0167103335 a. e... Wikipedia

Obrie planéty- Obrovské planéty mimo slnečnej sústavy nájdete v časti Plynová planéta ... Wikipedia

planét- (z gréckeho planētēs putovanie), masívne nebeské telesá pohybujúce sa okolo Slnka po eliptických dráhach (pozri Keplerove zákony) a žiariace odrazeným slnečným svetlom. Umiestnenie planét v smere od Slnka: Merkúr, Venuša, Zem, Mars... encyklopedický slovník

Obrie planéty- planéty slnečnej sústavy: Jupiter, Saturn, Urán, Neptún; nachádza mimo prstenca malých planét (Pozri Malé planéty). V porovnaní s pozemskými (vnútornými) planétami majú väčšie rozmery, hmotnosti, nižší priemer ... Veľká sovietska encyklopédia

knihy

• Kúpiť za 2 144 UAH (iba Ukrajina)
• Priestor. Zo slnečnej sústavy hlboko do vesmíru, Michail Jakovlevič Marov. Kniha pomerne stručnou a populárnou formou podáva moderné predstavy o priestore a telesách, ktoré ho obývajú. Ide predovšetkým o Slnko a Slnečnú sústavu, pozemské planéty a...