Blant de jordiske planetene. Terrestriske planeter
Hvilke planeter terrestrisk gruppe Du vet? Skriv det opp i hodet ditt og sjekk om du tenkte riktig :). Nå skal vi fortelle deg om dem.
Planetene Merkur, Venus, Jorden og Mars De fire søstrene er så like, men det er ingen fullstendig likhet mellom dem. Hver av dem utviklet seg på sin egen måte.
De nærmeste til solen ble dannet i et veldig varmt område. Under påvirkning av høye temperaturer flyttet lette gasser seg til periferien av solsystemet, slik at de terrestriske planetene består av tunge elementer som karbon, jern og silisium. Det vil si at de er solide og steinete, i motsetning til planeter som dannet seg langt unna og består hovedsakelig av gass. De terrestriske planetene har gjennomgått dramatiske endringer siden de ble dannet. Deres primære atmosfære forsvant; dens erstatninger var lette gasser som steg opp fra de indre varme sonene på planetene. Tunge elementer beveget seg innover og dannet kjernen til slike planeter; vulkanutbrudd endret topografien deres. De 4,5 milliarder årene som har gått siden den gang har endret utseendet til planetene, nesten like ved fødselen til så forskjellige i dag.
Merkur, en liten planet nær solen med en veldig tynn atmosfære, er en kraterørken som er svidd av solen. I motsetning til andre jordiske planeter, er Merkur en planet der ingenting nevneverdig skjer, med mulig unntak av en konstant lett meteorregn.
Det er nok lenge siden vi Venus det var hav, vel, siden denne planeten er ganske nær solen, fordampet vannet og forsvant ut i verdensrommet. For tiden består den svært tette atmosfæren hovedsakelig av karbondioksid. Flere lag med svovelsyre hindrer solstrålene i å nå overflaten. På grunn av drivhuseffekten stiger temperaturen til 500 grader. Planetens overflate, skjult under skyene, ble studert ved hjelp av Magellan interplanetariske stasjon i 1990. Store sletter, fjell, dype sprekker, vulkaner og flere meteorittkratere ble oppdaget.
Mesteparten av overflaten Jord okkupert av vann, som forblir i flytende tilstand på grunn av at planeten ikke er for nær og ikke for langt fra solen. Atmosfæren, en tilstand av hovedsakelig nitrogen, oksygen, en liten mengde karbondioksid og vanndamp, gir opphav til klimaet vi kjenner. Dagens vulkanske prosesser er mye mindre betydningsfulle enn tidligere.
U Mars Tidligere var det en annen, tettere atmosfære som favoriserte et mildt klima, og det fantes lekter og hav. Vel, siden planeten er liten, og massen ikke er nok til at gravitasjonskraften holder på gassen, forsvant det meste ut i verdensrommet. Atmosfæren består nå av karbondioksid. Temperaturen har sunket, vannet er nå frosset under et jordlag. Fra innsiden avkjølte Mars også raskere enn Venus og Jorden, og enorme vulkaner ble utryddet for en milliard år siden. Noen ganger reiser orkanvind opp støvskyer som tar uker å legge seg på overflaten.
Introduksjon
Blant de mange himmellegemene som er studert av moderne astronomi, inntar planeter en spesiell plass. Tross alt vet vi alle godt at jorden vi bor på er en planet, så planeter er kropper som i utgangspunktet ligner på vår jord.
Men i planetenes verden vil vi ikke finne to helt like hverandre. Variasjonen av fysiske forhold på planeter er veldig stor. Avstanden til planeten fra solen (og dermed mengden av solvarme og overflatetemperatur), dens størrelse, tyngdekraften på overflaten, orienteringen til rotasjonsaksen, som bestemmer endringen av årstider, tilstedeværelse og atmosfærens sammensetning, indre struktur og mange andre egenskaper er forskjellige for alle ni planeter i solsystemet.
Ved å snakke om forskjellige forhold på planetene, kan vi få en dypere forståelse av lovene for deres utvikling og finne ut deres forhold mellom visse egenskaper ved planetene. Så, for eksempel, dens evne til å beholde en atmosfære av en eller annen sammensetning avhenger av størrelsen, massen og temperaturen til en planet, og tilstedeværelsen av en atmosfære påvirker i sin tur planetens termiske regime.
Som studiet av forholdene under hvilke opprinnelsen og den videre utviklingen av levende materie er mulig viser, er det bare på planeter som vi kan se etter tegn på eksistensen av organisk liv. Dette er grunnen til at studiet av planeter, i tillegg til å være av allmenn interesse, er av stor betydning fra rombiologiens synspunkt.
Studiet av planeter er av stor betydning, i tillegg til astronomi, for andre områder av vitenskapen, først og fremst jordvitenskapene - geologi og geofysikk, samt for kosmogoni - vitenskapen om opprinnelsen og utviklingen av himmellegemer, inkludert vår jord.
De terrestriske planetene inkluderer planetene: Merkur, Venus, Jorden og Mars.
Merkur.
Generell informasjon.
Merkur er planeten nærmest Solen i solsystemet. Gjennomsnittlig avstand fra Merkur til Solen er bare 58 millioner km. Blant de store planetene har den de minste dimensjonene: dens diameter er 4865 km (0,38 jordens diameter), massen er 3,304 * 10 23 kg (0,055 jordens masse eller 1:6025000 solens masse); gjennomsnittlig tetthet 5,52 g/cm3. Merkur er en lysende stjerne, men det er ikke så lett å se den på himmelen. Faktum er at Merkur, som er nær solen, alltid er synlig for oss ikke langt fra solskiven, og beveger seg bort fra den enten til venstre (mot øst), eller til høyre (mot vest) bare en kort stund. avstand som ikke overstiger 28 O. Derfor kan den bare sees på de dagene i året når den beveger seg bort fra Solen på størst avstand. La for eksempel Merkur bevege seg bort fra solen til venstre. Solen og alle lysene i deres daglige bevegelse svever over himmelen fra venstre til høyre. Derfor går først Solen ned, og litt over en time senere går Merkur ned, og vi må lete etter denne planeten lavt over den vestlige horisonten.
Bevegelse.
Merkur beveger seg rundt solen i en gjennomsnittlig avstand på 0,384 astronomiske enheter (58 millioner km) i en elliptisk bane med en stor eksentrisitet på e-0,206; ved perihel er avstanden til solen 46 millioner km, og ved aphel 70 millioner km. Planeten gjør en fullstendig bane rundt solen på tre jordmåneder eller 88 dager med en hastighet på 47,9 km/sek. Ved å bevege seg langs banen rundt solen roterer Merkur samtidig rundt sin akse slik at den samme halvdelen alltid vender mot solen. Dette betyr at det alltid er dag på den ene siden av Merkur, og natt på den andre. På 60-tallet Ved hjelp av radarobservasjoner ble det fastslått at Merkur roterer rundt sin akse i foroverretningen (dvs. som i banebevegelse) med en periode på 58,65 dager (i forhold til stjernene). Varigheten av en soldag på Merkur er 176 dager. Ekvator skråner 7° til baneplanet. Vinkelhastigheten til Merkurs aksiale rotasjon er 3/2 av banehastigheten og tilsvarer vinkelhastigheten for dens bevegelse i bane når planeten er i perihelium. Ut fra dette kan man anta at rotasjonshastigheten til Merkur skyldes tidevannskrefter fra Sola.
Atmosfære.
Kvikksølv har kanskje ingen atmosfære, selv om polarisering og spektrale observasjoner indikerer tilstedeværelsen av en svak atmosfære. Ved hjelp av Mariner 10 ble det slått fast at Mercury har et svært foreldet gassskal, hovedsakelig bestående av helium. Denne atmosfæren er i dynamisk likevekt: hvert heliumatom forblir i den i omtrent 200 dager, hvoretter den forlater planeten, og en annen partikkel fra solvindplasmaet tar sin plass. I tillegg til helium er det funnet en ubetydelig mengde hydrogen i atmosfæren til Merkur. Det er omtrent 50 ganger mindre enn helium.
Det viste seg også at Merkur har et svakt magnetfelt, hvis styrke bare er 0,7 % av jordens. Helningen til dipolaksen til rotasjonsaksen til Merkur er 12 0 (for jorden er den 11 0)
Trykket på planetens overflate er omtrent 500 milliarder ganger mindre enn på jordens overflate.
Temperatur.
Merkur er mye nærmere solen enn jorden. Derfor skinner solen på den og varmer 7 ganger sterkere enn vår. På dagsiden av Merkur er det fryktelig varmt, det er evig varme. Målinger viser at temperaturen der stiger til 400 O over null. Men på nattsiden skal det alltid være sterk frost, som trolig når 200 O og til og med 250 O under null. Det viser seg at den ene halvdelen er en varm steinørken, og den andre halvparten er en isete ørken, kanskje dekket med frosne gasser.
Flate.
Fra flyby-banen til romfartøyet Mariner 10 i 1974 ble over 40 % av overflaten til Merkur fotografert med en oppløsning på 4 mm til 100 m, noe som gjorde det mulig å se Merkur på omtrent samme måte som Månen i mørket fra jorden. Overfloden av kratere er det mest åpenbare trekk ved overflaten, som ved første inntrykk kan sammenlignes med månen.
Faktisk er morfologien til kratrene nær månens, deres støtopprinnelse er hevet over tvil: de fleste av dem har en definert skaft, spor etter utstøting av materiale knust under sammenstøtet, med dannelse i noen tilfeller av karakteristiske lyse stråler og et felt med sekundære kratere. I mange kratere er en sentral bakke og en terrassert struktur i den indre skråningen forskjellig. Det er interessant at ikke bare nesten alle store kratere med en diameter på over 40-70 km har slike egenskaper, men også et betydelig større antall mindre kratere, innenfor området 5-70 km (selvfølgelig snakker vi om godt -bevarte kratere her). Disse egenskapene kan tilskrives både den større kinetiske energien til kroppene som faller på overflaten, og til selve overflatematerialet.
Graden av erosjon og utjevning av kratere varierer. Generelt er Merkur-kratere mindre dype sammenlignet med månens, noe som også kan forklares med den større kinetiske energien til meteoritter på grunn av den større tyngdeakselerasjonen på Merkur enn på Månen. Derfor blir krateret som dannes ved støt mer effektivt fylt med det utkastede materialet. Av samme grunn ligger sekundære kratere nærmere det sentrale enn på Månen, og forekomster av knust materiale maskerer de primære relieffformene i mindre grad. Selve sekundærkratrene er dypere enn månekratrene, noe som igjen forklares med at fragmentene som faller til overflaten opplever større akselerasjon på grunn av tyngdekraften.
Akkurat som på Månen, avhengig av relieff, kan man skille dominerende ujevne "kontinentale" og mye jevnere "hav"-områder. De sistnevnte er hovedsakelig huler, som imidlertid er betydelig mindre enn på månen; størrelsen deres overstiger vanligvis ikke 400-600 km. I tillegg er enkelte bassenger dårlig å skille mot bakgrunnen av terrenget rundt. Unntaket er det nevnte enorme bassenget Canoris (varmehavet), omtrent 1300 km langt, som minner om det berømte regnhavet på månen.
I den dominerende kontinentale delen av overflaten til Merkur kan man skille mellom områder med kraftig krater, med størst grad av nedbrytning av kratere, og gamle interkraterplatåer som okkuperer enorme territorier, noe som indikerer utbredt eldgammel vulkanisme. Dette er de eldste bevarte landformene på planeten. De avrettede overflatene på kummene er åpenbart dekket med det tykkeste laget av knuste bergarter - regolit. Sammen med et lite antall kratere er det foldede rygger som minner om månen. Noen av de flate områdene i tilknytning til bassengene ble sannsynligvis dannet ved avsetning av materiale som ble kastet ut fra dem. Samtidig er det for de fleste slettene funnet sikre bevis for deres vulkanske opphav, men dette er vulkanisme av en senere dato enn på interkraterplatåene. En nøye studie avslører et annet interessant trekk som kaster lys over historien til dannelsen av planeten. Vi snakker om karakteristiske spor av tektonisk aktivitet på global skala i form av spesifikke bratte avsatser, eller skrap. Skarpene varierer i lengde fra 20-500 km og skråningshøyder fra flere hundre meter til 1-2 km. I deres morfologi og geometri av plassering på overflaten, skiller de seg fra de vanlige tektoniske bruddene og forkastningene observert på Månen og Mars, og ble snarere dannet på grunn av støt, lag på grunn av spenning i overflatelaget som oppsto under kompresjonen av Merkur. . Dette er bevist av den horisontale forskyvningen av ryggene til noen kratere.
Noen av skarpene ble bombet og delvis ødelagt. Dette betyr at de ble dannet tidligere enn kratrene på overflaten. Basert på innsnevringen av erosjonen av disse kratrene, kan vi komme til den konklusjon at kompresjon av skorpen skjedde under dannelsen av "havet" for rundt 4 milliarder år siden. Den mest sannsynlige årsaken til kompresjonen bør tilsynelatende betraktes som begynnelsen på avkjølingen av Merkur. I følge en annen interessant antagelse fremsatt av en rekke eksperter, kan en alternativ mekanisme for den kraftige tektoniske aktiviteten til planeten i denne perioden være en tidevannsbremsing av planetens rotasjon med omtrent 175 ganger: fra den opprinnelig antatte verdien på omtrent 8 timer til 58,6 dager.
Venus.
Generell informasjon.
Venus er den nest nærmeste planeten til solen, nesten like stor som jorden, og massen er mer enn 80 % av jordens masse. Av disse grunnene kalles Venus noen ganger jordens tvilling eller søster. Imidlertid er overflaten og atmosfæren til disse to planetene helt forskjellige. På jorden er det elver, innsjøer, hav og atmosfæren vi puster inn. Venus - brennende varm planet med en tett atmosfære som ville være dødelig for mennesker. Gjennomsnittlig avstand fra Venus til Solen er 108,2 millioner km; den er nesten konstant, siden Venus bane er nærmere en sirkel enn planeten vår. Venus mottar mer enn dobbelt så mye fra solen mer lys og varmere enn jorden. Likevel er Venus på skyggesiden dominert av frost på mer enn 20 minusgrader, siden solstrålene ikke når hit på veldig lenge. Planeten har en veldig tett, dyp og veldig overskyet atmosfære, noe som hindrer oss i å se overflaten av planeten. Atmosfæren (gassskallet) ble oppdaget av M.V. Lomonosov i 1761, som også viste likheten mellom Venus og Jorden. Planeten har ingen satellitter.
Bevegelse.
Venus har en nesten sirkulær bane (eksentrisitet 0,007), som den reiser rundt på 224,7 jorddøgn med en hastighet på 35 km/sek. i en avstand på 108,2 millioner km fra solen. Venus roterer rundt sin akse på 243 jorddager - den lengste tiden blant alle planetene. Rundt sin akse roterer Venus i motsatt retning, det vil si i motsatt retning av banebevegelsen. En slik langsom, og dessuten omvendt rotasjon, betyr at, sett fra Venus, stiger og går solen bare to ganger i året, siden en venusisk dag er lik 117 jorddøgn. Rotasjonsaksen til Venus er nesten vinkelrett på baneplanet (helling 3°), så det er ingen årstider - en dag er lik en annen, har samme varighet og samme vær. Denne værensartetheten forsterkes ytterligere av spesifisiteten til den venusiske atmosfæren - dens sterke drivhuseffekt. Dessuten har Venus, som månen, sine egne faser.
Temperatur.
Temperaturen er ca 750 K over hele overflaten både dag og natt. Årsaken til en så høy temperatur nær overflaten av Venus er drivhuseffekten: Solens stråler passerer relativt lett gjennom skyene i atmosfæren og varmer opp planetens overflate, men den termiske infrarøde strålingen fra selve overflaten går ut gjennom atmosfæren tilbake til verdensrommet med store vanskeligheter. På jorden, hvor mengden karbondioksid i atmosfæren er liten, øker den naturlige drivhuseffekten den globale temperaturen med 30°C, og på Venus øker den temperaturen med ytterligere 400°C. Ved å studere de fysiske konsekvensene av den sterkeste drivhuseffekten på Venus, har vi en god ide om resultatene som kan være et resultat av akkumulering av overskuddsvarme på jorden, forårsaket av den økende konsentrasjonen av karbondioksid i atmosfæren på grunn av forbrenningen. av fossilt brensel - kull og olje.
I 1970 kunne det første romfartøyet som ankom Venus bare tåle den intense varmen i omtrent én time, men det var akkurat lenge nok til å sende data tilbake til jorden om forholdene på overflaten.
Atmosfære.
Den mystiske atmosfæren til Venus har vært midtpunktet i et robotutforskningsprogram de siste to tiårene. De viktigste aspektene ved hennes forskning var luftmiljøets kjemiske sammensetning, vertikale struktur og dynamikk. Mye oppmerksomhet ble viet til skydekke, som spiller rollen som en uoverkommelig barriere for inntrengning av elektromagnetiske bølger i det optiske området i dypet av atmosfæren. Under TV-filming av Venus var det mulig å få et bilde av kun skydekket. Den ekstraordinære tørrheten i luften og dens fenomenale drivhuseffekt, på grunn av hvilken den faktiske temperaturen på overflaten og de nedre lagene i troposfæren viste seg å være mer enn 500 grader høyere enn den effektive (likevekt), var uforståelig.
Atmosfæren til Venus er ekstremt varm og tørr på grunn av drivhuseffekten. Det er et tett teppe av karbondioksid som holder på varmen som kommer fra solen. Som et resultat akkumuleres en stor mengde termisk energi. Trykket på overflaten er 90 bar (som i havet på jorden på 900 m dyp). Romskip må utformes for å tåle atmosfærens knusende, knusende kraft.
Atmosfæren til Venus består hovedsakelig av karbondioksid (CO 2) -97 %, som kan fungere som et slags teppe, som fanger solvarme, samt en liten mengde nitrogen (N 2) -2,0 %, vanndamp (H) 20) -0,05% og oksygen (O) -0,1%. Saltsyre (HCl) og flussyre (HF) ble funnet som mindre urenheter. Den totale mengden karbondioksid på Venus og Jorden er omtrent den samme. Bare på jorden er det bundet i sedimentære bergarter og delvis absorbert av vannmassene i havene, men på Venus er det hele konsentrert i atmosfæren. I løpet av dagen blir planetens overflate opplyst av diffust sollys med omtrent samme intensitet som på en overskyet dag på jorden. Mye lyn er sett på Venus om natten.
Venusskyene består av mikroskopiske dråper konsentrert svovelsyre (H 2 SO 4). Øverste laget skyene er 90 km unna overflaten, temperaturen der er omtrent 200 K; det nedre laget er på 30 km, temperaturen er ca 430 K. Enda lavere er det så varmt at det ikke er skyer. Selvfølgelig er det ikke flytende vann på overflaten av Venus. Atmosfæren til Venus på nivået av det øvre skylaget roterer i samme retning som planetens overflate, men mye raskere, og fullfører en revolusjon på 4 dager; dette fenomenet kalles superrotasjon, og det er ennå ikke funnet noen forklaring på det.
Flate.
Overflaten til Venus er dekket med hundretusenvis av vulkaner. Det er flere veldig store: 3 km høye og 500 km brede. Men de fleste vulkanene er 2-3 km på tvers og omtrent 100 m høye. Utstrømningen av lava på Venus tar mye lengre tid enn på jorden. Venus er for varmt for is, regn eller stormer, så det er ingen betydelig forvitring. Dette betyr at vulkaner og kratere nesten ikke har endret seg siden de ble dannet for millioner av år siden.
Venus er dekket med harde steiner. Varm lava sirkulerer under dem, og forårsaker spenninger i det tynne overflatelaget. Lava bryter stadig ut fra hull og sprekker i fast fjell. I tillegg avgir vulkaner hele tiden stråler av små dråper svovelsyre. Noen steder akkumuleres tykk lava, som gradvis siver, i form av enorme vannpytter opptil 25 km brede. Andre steder danner enorme lavabobler kupler på overflaten, som deretter kollapser.
På overflaten av Venus ble det oppdaget en stein rik på kalium, uran og thorium, som under terrestriske forhold tilsvarer sammensetningen ikke av primære vulkanske bergarter, men av sekundære bergarter som har gjennomgått eksogen prosessering. Andre steder inneholder overflaten grov pukk og blokkaktig materiale av mørke bergarter med en tetthet på 2,7-2,9 g/cm og andre elementer som er karakteristiske for basalt. Dermed viste overflatebergartene til Venus seg å være de samme som på Månen, Merkur og Mars, utbrudd av magmatiske bergarter av grunnleggende sammensetning.
Lite er kjent om den indre strukturen til Venus. Den har sannsynligvis en metallkjerne som opptar 50 % av radiusen. Men planeten har ikke et magnetfelt på grunn av dens veldig langsomme rotasjon.
Venus er på ingen måte den gjestfrie verden den en gang skulle være. Med sin atmosfære av karbondioksid, skyer av svovelsyre og forferdelig varme er den fullstendig uegnet for mennesker. Under vekten av denne informasjonen kollapset noen forhåpninger: tross alt, for mindre enn 20 år siden, betraktet mange forskere Venus som et mer lovende objekt for romutforskning enn Mars.
Jord.
Generell informasjon.
Jorden er den tredje planeten fra solen i solsystemet. Jordens form er nær en ellipsoide, flatet ved polene og strukket i ekvatorialsonen. Jordens gjennomsnittlige radius er 6371.032 km, polar - 6356.777 km, ekvatorial - 6378.160 km. Vekt - 5,976*1024 kg. Jordens gjennomsnittlige tetthet er 5518 kg/m³. Jordens overflate er 510,2 millioner km², hvorav omtrent 70,8 % er i verdenshavet. Dens gjennomsnittlige dybde er omtrent 3,8 km, maksimum (Mariana Trench i Stillehavet) er 11,022 km; vannvolumet er 1370 millioner km³, gjennomsnittlig saltholdighet er 35 g/l. Land utgjør henholdsvis 29,2 % og utgjør seks kontinenter og øyer. Den stiger over havet med gjennomsnittlig 875 m; høyeste høyde (topp av Chomolungma i Himalaya) 8848 m. Fjell opptar over 1/3 av landoverflaten. Ørkener dekker omtrent 20 % av landoverflaten, savanner og skog – omtrent 20 %, skog – omtrent 30 %, isbreer – over 10 %. Over 10% av landet er okkupert av jordbruksland.
Jorden har bare én satellitt - månen.
Takket være sine unike, kanskje unike, naturlige forhold i universet, ble jorden stedet der organisk liv oppsto og utviklet seg. I følge moderne kosmogoniske konsepter ble planeten dannet for omtrent 4,6 - 4,7 milliarder år siden fra en protoplanetær sky fanget av solens tyngdekraft. Dannelsen av de første, eldste av de studerte bergartene tok 100-200 millioner år. For rundt 3,5 milliarder år siden oppsto det gunstige forhold for livets fremvekst. Homo sapiens (Homo sapiens) som art dukket opp for omtrent en halv million år siden, og dannelsen av den moderne typen menneske dateres tilbake til tiden for tilbaketrekningen av den første isbreen, det vil si for rundt 40 tusen år siden.
Bevegelse.
Som andre planeter beveger den seg rundt solen i en elliptisk bane med en eksentrisitet på 0,017. Avstanden fra jorden til solen på forskjellige punkter i banen er ikke den samme. Gjennomsnittlig avstand er ca 149,6 millioner km. Når planeten vår beveger seg rundt solen, beveger planeten til jordens ekvator seg parallelt med seg selv på en slik måte at kloden i noen deler av banen er tilbøyelig mot solen med sin nordlige halvkule, og i andre - med sin sørlige halvkule. Revolusjonsperioden rundt solen er 365.256 dager, med en daglig rotasjon på 23 timer og 56 minutter. Jordens rotasjonsakse er plassert i en vinkel på 66,5º til planet for dens bevegelse rundt solen.
Atmosfære .
Jordens atmosfære består av 78 % nitrogen og 21 % oksygen (det er svært få andre gasser i atmosfæren); det er et resultat av lang utvikling under påvirkning av geologiske, kjemiske og biologiske prosesser. Det er mulig at jordens uratmosfære var rik på hydrogen, som så slapp unna. Avgassing av undergrunnen fylte atmosfæren med karbondioksid og vanndamp. Men dampen kondenserte i havene, og karbondioksidet ble fanget i karbonatbergarter. Dermed ble nitrogen værende i atmosfæren, og oksygen oppsto gradvis som et resultat av livsaktiviteten i biosfæren. Selv for 600 millioner år siden var oksygeninnholdet i luften 100 ganger lavere enn det er i dag.
Planeten vår er omgitt av en enorm atmosfære. I henhold til temperatur kan atmosfærens sammensetning og fysiske egenskaper deles inn i forskjellige lag. Troposfæren er regionen som ligger mellom jordens overflate og en høyde på 11 km. Dette er et ganske tykt og tett lag som inneholder mest vanndamp i luften. Nesten alle atmosfæriske fenomener som direkte interesserer jordens innbyggere finner sted i den. Troposfæren inneholder skyer, nedbør osv. Laget som skiller troposfæren fra det neste atmosfæriske laget, stratosfæren, kalles tropopausen. Dette er et område med svært lave temperaturer.
Sammensetningen av stratosfæren er den samme som troposfæren, men ozon dannes og konsentreres i den. Ionosfæren, det vil si det ioniserte luftlaget, dannes både i troposfæren og i lavere lag. Den reflekterer høyfrekvente radiobølger.
Atmosfærisk trykk på havoverflaten er omtrent 0,1 MPa under normale forhold. Det antas at jordens atmosfære har endret seg sterkt i evolusjonsprosessen: den har blitt beriket med oksygen og fått sin moderne sammensetning som et resultat av langvarig interaksjon med bergarter og med deltakelse av biosfæren, dvs. plante- og dyreorganismer . Bevis på at slike endringer faktisk har skjedd er for eksempel kullavsetninger og tykke lag av karbonatavsetninger i sedimentære bergarter, de inneholder enorme mengder karbon, som tidligere var en del av jordens atmosfære i form av karbondioksid og karbonmonoksid. Forskere tror at den eldgamle atmosfæren kom fra gassformige produkter fra vulkanutbrudd; dens sammensetning bedømmes ved kjemisk analyse av gassprøver "oppdratt" i hulrommene i eldgamle bergarter. De undersøkte prøvene, som er omtrent 3,5 milliarder år gamle, inneholder omtrent 60 % karbondioksid, og de resterende 40 % er svovelforbindelser, ammoniakk, hydrogenklorid og hydrogenfluorid. Nitrogen og inerte gasser ble funnet i små mengder. Alt oksygen var kjemisk bundet.
For biologiske prosesser på jorden er ozonosfæren av stor betydning - ozonlaget som ligger i en høyde på 12 til 50 km. Området over 50-80 km kalles ionosfæren. Atomer og molekyler i dette laget ioniseres intensivt under påvirkning av solstråling, spesielt ultrafiolett stråling. Hvis det ikke var for ozonlaget, ville strålingsstrømmer nå jordens overflate, og forårsake ødeleggelse av de levende organismene som eksisterer der. Til slutt, på avstander på mer enn 1000 km, er gassen så sjelden at kollisjoner mellom molekyler slutter å spille en betydelig rolle, og atomene er mer enn halvparten ionisert. I en høyde på omtrent 1,6 og 3,7 jordradier er det første og andre strålingsbelte.
Planetens struktur.
Hovedrollen i studiet av jordens indre struktur spilles av seismiske metoder basert på studiet av forplantningen i dens tykkelse av elastiske bølger (både langsgående og tverrgående) som oppstår under seismiske hendelser - under naturlige jordskjelv og som et resultat av eksplosjoner. Basert på disse studiene er jorden konvensjonelt delt inn i tre regioner: skorpen, mantelen og kjernen (i midten). Det ytre laget - skorpen - har en gjennomsnittlig tykkelse på ca 35 km. Hovedtyper jordskorpen- kontinentale (fastlandet) og oseaniske; I overgangssonen fra kontinentet til havet utvikles en mellomtype skorpe. Tykkelsen på jordskorpen varierer over et ganske bredt område: havskorpen (som tar hensyn til vannlaget) er omtrent 10 km tykk, mens tykkelsen på kontinentalskorpen er titalls ganger større. Overflatesedimenter opptar et lag som er omtrent 2 km tykt. Under dem er et granittlag (på kontinenter er tykkelsen 20 km), og under er omtrent 14 km (på både kontinenter og hav) basaltlag (nedre skorpe). Tettheten i midten av jorden er omtrent 12,5 g/cm³. Gjennomsnittlig tetthet er: 2,6 g/cm³ ved jordoverflaten, 2,67 g/cm³ for granitt, 2,85 g/cm³ for basalt.
Jordens mantel, også kalt silikatskallet, strekker seg til en dybde på omtrent 35 til 2885 km. Den er atskilt fra skorpen med en skarp grense (den såkalte Mohorovich-grensen), dypere enn hvilken hastighetene til både langsgående og tverrgående elastiske seismiske bølger, så vel som den mekaniske tettheten, øker brått. Tetthetene i mantelen øker med dybden fra ca. 3,3 til 9,7 g/cm3. Omfattende litosfæriske plater er plassert i skorpen og (delvis) i mantelen. Deres sekulære bevegelser bestemmer ikke bare kontinentaldriften, noe som påvirker jordens utseende betydelig, men har også betydning for plasseringen av seismiske soner på planeten. En annen grense oppdaget med seismiske metoder (Gutenberg-grensen) - mellom mantelen og den ytre kjernen - ligger på 2775 km dyp. På den synker hastigheten til langsgående bølger fra 13,6 km/s (i mantelen) til 8,1 km/s (i kjernen), og hastigheten på tverrgående bølger synker fra 7,3 km/s til null. Det siste betyr at den ytre kjernen er flytende. I følge moderne konsepter består den ytre kjernen av svovel (12%) og jern (88%). Til slutt, på dyp større enn 5 120 km, avslører seismiske metoder tilstedeværelsen av en solid indre kjerne, som utgjør 1,7 % av jordens masse. Antagelig er det en jern-nikkel-legering (80 % Fe, 20 % Ni).
Jordens gravitasjonsfelt er beskrevet med høy nøyaktighet av Newtons lov om universell gravitasjon. Tyngdeakselerasjonen over jordens overflate bestemmes av både gravitasjons- og sentrifugalkrefter på grunn av jordens rotasjon. Tyngdeakselerasjonen på planetens overflate er 9,8 m/sI.
Jorden har også magnetiske og elektriske felt. Magnetfeltet over jordoverflaten består av en konstant (eller skiftende ganske sakte) og en variabel del; sistnevnte tilskrives vanligvis variasjoner i magnetfeltet. Det magnetiske hovedfeltet har en struktur nær dipol. Jordens magnetiske dipolmoment, lik 7,98T10^25 SGSM-enheter, er rettet omtrent motsatt av den mekaniske, selv om for tiden de magnetiske polene er litt forskjøvet i forhold til de geografiske. Deres posisjon endres imidlertid over tid, og selv om disse endringene er ganske langsomme, over geologiske tidsperioder, i henhold til paleomagnetiske data, oppdages til og med magnetiske inversjoner, det vil si polaritetsvendinger. De magnetiske feltstyrkene ved de magnetiske nord- og sørpolene er henholdsvis 0,58 og 0,68 Oe, og ved den geomagnetiske ekvator - omtrent 0,4 Oe.
Det elektriske feltet over jordoverflaten har en gjennomsnittlig styrke på rundt 100 V/m og er rettet vertikalt nedover - dette er det såkalte klarværfeltet, men dette feltet opplever betydelige (både periodiske og uregelmessige) variasjoner.
Måne.
Månen er jordens naturlige satellitt og den nærmeste himmellegemet til oss. Gjennomsnittlig avstand til månen er 384 000 kilometer, månens diameter er omtrent 3 476 km. Månens gjennomsnittlige tetthet er 3,347 g/cm3 eller omtrent 0,607 jordens gjennomsnittlige tetthet. Massen til satellitten er 73 billioner tonn. Tyngdeakselerasjonen på månens overflate er 1,623 m/sІ.
Månen beveger seg rundt jorden med en gjennomsnittshastighet på 1,02 km/sek i en omtrent elliptisk bane i samme retning som det store flertallet av andre kropper i solsystemet beveger seg i, det vil si mot klokken når man ser på månens bane fra Nordpolen. Revolusjonsperioden for Månen rundt Jorden, den såkalte sideriske måneden, er lik 27,321661 gjennomsnittsdager, men er utsatt for små svingninger og en veldig liten sekulær reduksjon.
Månens overflate, som ikke er beskyttet av atmosfæren, varmes opp til +110 °C om dagen og kjøles ned til -120 °C om natten, men som radioobservasjoner har vist, trenger disse enorme temperatursvingningene bare noen få desimeter inn. dyp på grunn av den ekstremt svake varmeledningsevnen til overflatelagene.
Relieffet av måneoverflaten ble i hovedsak avklart som et resultat av mange års teleskopiske observasjoner. "Månehavet", som okkuperer omtrent 40 % av Månens synlige overflate, er flate lavland krysset av sprekker og lave svingete rygger; Det er relativt få store kratere i havet. Mange hav er omgitt av konsentriske ringrygger. Den gjenværende, lettere overflaten er dekket med mange kratere, ringformede rygger, riller og så videre.
Mars.
Generell informasjon.
Mars er den fjerde planeten i solsystemet. Mars - fra det greske "Mas" - mannlig makt - krigsguden. I henhold til sine grunnleggende fysiske egenskaper tilhører Mars de jordiske planetene. Den er nesten dobbel i diameter mindre enn jorden og Venus. Gjennomsnittlig avstand fra solen er 1,52 AU. Ekvatorialradius er 3380 km. Gjennomsnittlig tetthet på planeten er 3950 kg/m³. Mars har to satellitter - Phobos og Deimos.
Atmosfære.
Planeten er innhyllet i et gassformet skall – en atmosfære som har lavere tetthet enn jordens. Selv i de dype depresjonene på Mars, der atmosfærisk trykk er størst, er det omtrent 100 ganger mindre enn på jordoverflaten og på nivå med Mars. fjelltopper- 500-1000 ganger mindre. Sammensetningen ligner Venus-atmosfæren og inneholder 95,3 % karbondioksid med en blanding av 2,7 % nitrogen, 1,6 % argon, 0,07 % karbonmonoksid, 0,13 % oksygen og ca. 0,03 % vanndamp, innholdet som endres, samt tilsetninger av neon, krypton, xenon.
Gjennomsnittstemperaturen på Mars er betydelig lavere enn på jorden, ca -40° C. Under de mest gunstige forholdene om sommeren, på daghalvdelen av planeten, varmes luften opp til 20° C - en helt akseptabel temperatur for innbyggerne av jorden. Men på en vinternatt kan frost nå -125° C. Slike plutselige temperaturendringer er forårsaket av at den tynne atmosfæren på Mars ikke klarer å holde på varmen i lang tid.
Sterke vinder blåser ofte over planetens overflate, hvis hastighet når 100 m/s. Lav tyngdekraft gjør at selv tynne luftstrømmer kan reise enorme støvskyer. Noen ganger er ganske store områder på Mars dekket av enorme støvstormer. Global støvstorm raste fra september 1971 til januar 1972, og løftet rundt en milliard tonn støv opp i atmosfæren til en høyde på mer enn 10 km.
Det er svært lite vanndamp i atmosfæren på Mars, men ved lavt trykk og temperatur er den i en tilstand nær metning og samler seg ofte i skyer. Marsskyer er ganske lite uttrykksløse sammenlignet med terrestriske, selv om de har en rekke former og typer: cirrus, bølgete, le (nær store fjell og under skråningene til store kratere, på steder beskyttet mot vinden). Det er ofte tåke over lavlandet, kløfter, daler og i bunnen av kratere på kalde tider på dagen.
Som vist av fotografier fra de amerikanske landingsstasjonene Viking 1 og Viking 2, har marshimmelen i klart vær en rosa farge, noe som forklares av spredningen av sollys på støvpartikler og belysningen av disen av den oransje overflaten av planeten. . I fravær av skyer er gassskallet på Mars mye mer gjennomsiktig enn jordens, inkludert for ultrafiolette stråler, som er farlige for levende organismer.
Årstider.
En soldag på Mars varer i 24 timer og 39 minutter. 35 s. Den betydelige hellingen av ekvator til orbitalplanet fører til det faktum at i noen deler av banen er overveiende de nordlige breddegradene til Mars opplyst og oppvarmet av solen, mens i andre - de sørlige, dvs. en endring av årstidene inntreffer. Marsåret varer i omtrent 686,9 dager. Årstidsskiftet på Mars skjer på samme måte som på jorden. Sesongmessige endringer er mest uttalt i polarområdene. Om vinteren opptar polarhettene et betydelig område. Grensen til den nordlige polkappen kan bevege seg bort fra polen med en tredjedel av avstanden fra ekvator, og grensen til den sørlige hetten dekker halvparten av denne avstanden. Denne forskjellen er forårsaket av det faktum at vinteren på den nordlige halvkule oppstår når Mars passerer gjennom perihelium av sin bane, og på den sørlige halvkule når den passerer gjennom aphelion. På grunn av dette er vinteren på den sørlige halvkule kaldere enn på den nordlige halvkule. Elliptisiteten til Mars-banen fører til betydelige forskjeller i klimaet på den nordlige og sørlige halvkule: på de midtre breddegrader er vintrene kaldere og somrene varmere enn på den sørlige, men kortere enn på den nordlige. Når sommeren begynner på den nordlige. halvkule av Mars, den nordlige polarhetten avtar raskt, men på dette tidspunktet vokser en annen - nær sørpolen, hvor vinteren kommer. På slutten av 1800- og begynnelsen av 1900-tallet trodde man at polhettene på Mars var isbreer og snø. I følge moderne data består begge polkappene på planeten - nordlige og sørlige - av fast karbondioksid, dvs. tørris, som dannes når karbondioksid, som er en del av Mars-atmosfæren, fryser, og vannis blandet med mineralstøv .
Planetens struktur.
På grunn av den lave massen er tyngdekraften på Mars nesten tre ganger lavere enn på jorden. For tiden har strukturen til gravitasjonsfeltet til Mars blitt studert i detalj. Det indikerer et lite avvik fra den jevne fordelingen av tetthet på planeten. Kjernen kan ha en radius på opptil halvparten av planetens radius. Tilsynelatende består det av rent jern eller en legering av Fe-FeS (jern-jernsulfid) og muligens hydrogen oppløst i dem. Tilsynelatende er kjernen til Mars delvis eller helt flytende.
Mars skal ha en tykk skorpe 70-100 km tykk. Mellom kjernen og skorpen er det en silikatmantel anriket på jern. Røde jernoksider i overflatebergarter bestemmer fargen på planeten. Nå fortsetter Mars å avkjøles.
Planetens seismiske aktivitet er svak.
Flate.
Overflaten til Mars, ved første øyekast, ligner månen. Imidlertid er lettelsen i virkeligheten veldig mangfoldig. I løpet av Mars' lange geologiske historie har overflaten blitt endret av vulkanutbrudd og marsskjelv. Dype arr i ansiktet til krigsguden ble etterlatt av meteoritter, vind, vann og is.
Planetens overflate består av to kontrasterende deler: eldgamle høyland som dekker den sørlige halvkule, og yngre sletter konsentrert på nordlige breddegrader. I tillegg skiller to store vulkanske regioner seg ut - Elysium og Tharsis. Høydeforskjellen mellom fjell- og lavlandsområdene når 6 km. Hvorfor ulike områder skiller seg så mye fra hverandre er fortsatt uklart. Kanskje denne divisjonen er assosiert med en svært langvarig katastrofe - fallet av en stor asteroide på Mars.
Høyfjellsdelen har bevart spor etter aktivt meteorittbombardement som fant sted for rundt 4 milliarder år siden. Meteorkratere dekker 2/3 av planetens overflate. Det er nesten like mange av dem på det gamle høylandet som på Månen. Men mange marskratere klarte å "miste formen" på grunn av forvitring. Noen av dem ble tilsynelatende en gang vasket bort av vannstrømmer. De nordlige slettene ser helt annerledes ut. For 4 milliarder år siden var det mange meteorittkratere på dem, men så slettet den katastrofale hendelsen, som allerede er nevnt, dem fra 1/3 av planetens overflate og dens relieff i dette området begynte å danne seg på nytt. Enkelte meteoritter falt der senere, men generelt er det få nedslagskratre i nord.
Utseendet til denne halvkulen ble bestemt av vulkansk aktivitet. Noen av slettene er fullstendig dekket av eldgamle magmatiske bergarter. Strømmer av flytende lava spredte seg over overflaten, størknet, og nye bekker strømmet langs dem. Disse forsteinede "elvene" er konsentrert rundt store vulkaner. I endene av lava-tunger observeres strukturer som ligner på terrestriske sedimentære bergarter. Sannsynligvis, når varme magmatiske masser smeltet lag av underjordisk is, dannet det seg ganske store vannmasser på overflaten av Mars, som gradvis tørket opp. Samspillet mellom lava og underjordisk is førte også til at det dukket opp en rekke riller og sprekker. I lavtliggende områder på den nordlige halvkule langt fra vulkaner, sanddyner. Det er spesielt mange av dem nær den nordlige polarhetten.
Overfloden av vulkanske landskap indikerer at Mars i en fjern fortid opplevde en ganske turbulent geologisk epoke, mest sannsynlig endte den for rundt en milliard år siden. De mest aktive prosessene skjedde i regionene Elysium og Tharsis. På en gang ble de bokstavelig talt presset ut av Mars' tarmer og stiger nå over overflaten i form av enorme hevelser: Elysium er 5 km høyt, Tharsis er 10 km høyt. Tallrike forkastninger, sprekker og rygger er konsentrert rundt disse hevelsene - spor etter eldgamle prosesser i Mars-skorpen. Det mest ambisiøse systemet med kløfter, flere kilometer dype, Valles Marineris, begynner på toppen av Tharsis-fjellene og strekker seg 4 tusen kilometer mot øst. I den sentrale delen av dalen når dens bredde flere hundre kilometer. Tidligere, da Mars atmosfære var tettere, kunne vann strømme inn i kløftene og skape dype innsjøer i dem.
Vulkanene på Mars er eksepsjonelle fenomener etter jordiske standarder. Men selv blant dem skiller Olympus-vulkanen, som ligger nordvest i Tharsis-fjellene, seg ut. Diameteren på bunnen av dette fjellet når 550 km, og høyden er 27 km, dvs. den er tre ganger større enn Everest, den høyeste toppen på jorden. Olympus er kronet med et enormt 60 kilometer langt krater. En annen vulkan, Alba, er oppdaget øst for den høyeste delen av Tharsis-fjellene. Selv om den ikke kan konkurrere med Olympus i høyden, er basediameteren nesten tre ganger større.
Disse vulkanske kjeglene var et resultat av stille utstrømninger av svært flytende lava, som i sammensetning ligner lavaen til de terrestriske vulkanene på Hawaii-øyene. Spor av vulkansk aske i skråningene til andre fjell tyder på at det noen ganger har skjedd katastrofale utbrudd på Mars.
Tidligere spilte rennende vann en stor rolle i dannelsen av Mars-topografien. På de første stadiene av studien så Mars ut for astronomene til å være en ørken og vannløs planet, men da overflaten til Mars ble fotografert på nært hold, viste det seg at i det gamle høylandet var det ofte sluker som så ut til å ha blitt igjen. ved rennende vann. Noen av dem ser ut som om de ble brutt gjennom av stormfulle, brusende bekker for mange år siden. Noen ganger strekker de seg over mange hundre kilometer. Noen av disse "strømmene" er ganske gamle. Andre daler ligner veldig på sengene til rolige jordiske elver. De skylder sannsynligvis utseendet sitt til smeltingen av underjordisk is.
Noe tilleggsinformasjon om Mars kan fås ved indirekte metoder basert på studier av dens naturlige satellitter - Phobos og Deimos.
Satellitter på Mars.
Månene til Mars ble oppdaget 11. og 17. august 1877 under den store motstanden av den amerikanske astronomen Asaph Hall. Satellittene fikk slike navn fra gresk mytologi: Phobos og Deimos - sønnene til Ares (Mars) og Afrodite (Venus), fulgte alltid faren. Oversatt fra gresk betyr "phobos" "frykt", og "deimos" betyr "skrekk".
Phobos. Deimos.
Begge Mars-satellittene beveger seg nesten nøyaktig i planet til planetens ekvator. Ved hjelp av romfartøyer har det blitt fastslått at Phobos og Deimos har en uregelmessig form og i sin baneposisjon forblir de alltid vendt mot planeten med samme side. Dimensjonene til Phobos er omtrent 27 km, og Deimos er omtrent 15 km. Overflaten til Mars' måner består av svært mørke mineraler og er dekket av mange kratere. En av dem, på Phobos, har en diameter på omtrent 5,3 km. Kratrene ble sannsynligvis skapt av meteorittbombardement; opprinnelsen til systemet med parallelle riller er ukjent. Vinkelhastigheten til Phobos sin banebevegelse er så høy at den når den overtar planetens aksiale rotasjon, stiger, i motsetning til andre armaturer, i vest, og setter seg i øst.
Jakten på liv på Mars.
I lang tid har det vært søkt etter former for utenomjordisk liv på Mars. Når vi utforsket planeten med romfartøyet Viking, ble det utført tre komplekse biologiske eksperimenter: pyrolysenedbrytning, gassutveksling og etikettnedbrytning. De er basert på erfaringen med å studere jordelivet. Pvar basert på å bestemme prosessene for fotosyntese som involverte karbon, tagnedbrytningseksperimentet var basert på antakelsen om at vann var nødvendig for eksistens, og gassutvekslingseksperimentet tok hensyn til at livet på mars måtte bruke vann som løsningsmiddel. Selv om alle de tre biologiske eksperimentene ga positive resultater, er de sannsynligvis ikke-biologiske av natur og kan forklares av uorganiske reaksjoner av næringsløsningen med et stoff av marsopprinnelse. Så vi kan oppsummere at Mars er en planet som ikke har forutsetningene for fremveksten av liv.
Konklusjon
Vi ble kjent med den nåværende tilstanden til planeten vår og planetene i jordgruppen. Fremtiden til planeten vår, og faktisk hele planetsystemet, hvis ikke noe uventet skjer, virker klar. Sannsynligheten for at den etablerte rekkefølgen for planetarisk bevegelse vil bli forstyrret av en eller annen vandrende stjerne er liten, selv innen noen få milliarder år. I nær fremtid kan vi ikke forvente store endringer i strømmen av solenergi. Det er sannsynlig at istider kan gjenta seg. En person kan endre klimaet, men ved å gjøre det kan han gjøre en feil. Kontinenter vil stige og falle i påfølgende tidsepoker, men vi håper at prosessene vil skje sakte. Massive meteorittnedslag er mulig fra tid til annen.
Men i utgangspunktet vil solsystemet beholde sitt moderne utseende.
Plan.
1. Introduksjon.
2. Kvikksølv.
3. Venus.
6. Konklusjon.
7. Litteratur.
Planeten Merkur.
Merkurs overflate.
Planeten Venus.
Overflaten til Venus.
Planeten jorden.
Bakkeoverflate.
Planeten Mars.
Overflaten til Mars.
Vulkanen Olympus
Den indre delen av solsystemet er bebodd av en rekke kropper: store planeter, deres satellitter, så vel som små kropper - asteroider og kometer. Siden 2006 har en ny undergruppe blitt introdusert i gruppen av planeter - dvergplaneter, som har de indre kvalitetene til planeter (sfæroidal form, geologisk aktivitet), men på grunn av deres lave masse ikke er i stand til å dominere i nærheten av deres bane. . Nå har de 8 mest massive planetene - fra Merkur til Neptun - blitt bestemt for å bli kalt bare planeter, selv om astronomer i samtaler, for klarhetens skyld, ofte kaller dem "hovedplaneter" for å skille dem fra dvergplaneter. Begrepet " mindre planet", som har blitt brukt på asteroider i mange år, anbefales nå ikke å brukes for å unngå forvirring med dvergplaneter
I området store planeter vi ser en klar inndeling i to grupper med 4 planeter hver: den ytre delen av denne regionen er okkupert av gigantiske planeter, og den indre delen er okkupert av mye mindre massive jordiske planeter. Gruppen av giganter er også vanligvis delt i to: gassgiganter(Jupiter og Saturn) og iskjemper (Uranus og Neptun). I gruppen av jordiske planeter dukker det også opp en todeling: Venus og Jorden er ekstremt like hverandre i mange fysiske parametere, og Merkur og Mars er en størrelsesorden mindre enn dem i masse og er nesten blottet for en atmosfære (selv Mars har en atmosfære som er hundrevis av ganger mindre enn jordens, og Merkur er praktisk talt fraværende).
Det skal bemerkes at blant de to hundre satellittene til planetene kan minst 16 kropper skilles ut som har de indre egenskapene til fullverdige planeter. De overskrider ofte dvergplaneter i størrelse og masse, men samtidig styres de av tyngdekraften til mye mer massive kropper. Vi snakker om Månen, Titan, de galileiske satellittene til Jupiter og lignende. Derfor vil det være naturlig å introdusere i nomenklaturen til solsystemet ny gruppe for slike "underordnede" objekter av planettypen, og kaller dem "satellittplaneter". Men denne ideen er for tiden under diskusjon.
La oss gå tilbake til jordiske planeter. Sammenlignet med kjemper er de attraktive fordi de har en solid overflate som romsonder kan lande på. Siden 1970-tallet har automatiske stasjoner og selvgående kjøretøy fra Sovjetunionen og USA gjentatte ganger landet og vellykket operert på overflaten av Venus og Mars. Det har ikke vært noen landinger på Merkur ennå, siden flyreiser til solens nærhet og landing på en massiv atmosfæreløs kropp er forbundet med store tekniske problemer.
Mens de studerer jordiske planeter, glemmer ikke astronomene selve jorden. Analyse av bilder fra verdensrommet har gjort det mulig å forstå mye om dynamikken i jordens atmosfære og dens struktur. øvre lag(hvor fly og til og med ballonger ikke stiger), i prosessene som skjer i magnetosfæren. Ved å sammenligne strukturen til atmosfærene til jordlignende planeter, kan mye forstås om deres historie og mer nøyaktig forutsi fremtiden deres. Og siden alt høyere planter og dyr lever på overflaten av vår (eller ikke bare vår?) planet, så er egenskapene til de nedre lagene av atmosfæren spesielt viktige for oss. Dette foredraget er dedikert til jordiske planeter; hovedsakelig – deres utseende og forhold på overflaten.
Planetens lysstyrke. Albedo
Ser vi på planeten på lang avstand, kan vi lett skille mellom kropper med og uten atmosfære. Tilstedeværelsen av en atmosfære, eller mer presist, tilstedeværelsen av skyer i den, gjør utseendet til planeten foranderlig og øker lysstyrken på disken betydelig. Dette er godt synlig hvis vi ordner planetene på rekke og rad fra helt skyfrie (uten atmosfære) til helt dekket av skyer: Merkur, Mars, Jorden, Venus. Steinete, atmosfæreløse kropper ligner hverandre så langt at de nesten ikke kan skilles: sammenlign for eksempel store fotografier av Månen og Merkur. Selv et erfarent øye har vanskeligheter med å skille mellom overflatene til disse mørke kroppene, tett dekket med meteorittkratere. Men atmosfæren gir enhver planet et unikt utseende.
Tilstedeværelsen eller fraværet av en atmosfære på en planet styres av tre faktorer: temperatur og gravitasjonspotensial ved overflaten, samt det globale magnetfeltet. Bare Jorden har et slikt felt, og det beskytter atmosfæren vår betydelig mot solplasmastrømmer. Månen mistet atmosfæren (hvis den i det hele tatt hadde en) på grunn av den lave kritiske hastigheten ved overflaten, og Merkur - på grunn av høye temperaturer og kraftig solvind. Mars, med nesten samme tyngdekraft som Merkur, var i stand til å beholde restene av atmosfæren, siden den på grunn av avstanden fra solen er kald og ikke så intenst blåst av solvinden.
Når det gjelder deres fysiske parametere, er Venus og Jorden nesten tvillinger. De har veldig lik størrelse, masse og derfor gjennomsnittlig tetthet. Deres intern struktur bør også være lik - skorpe, mantel, jernkjerne - selv om det ikke er noen sikkerhet om dette ennå, siden seismikk og andre geologiske data om innvollene til Venus mangler. Selvfølgelig trengte vi ikke dypt inn i jordens tarmer: de fleste steder 3-4 km, noen steder 7-9 km, og bare ett sted 12 km. Dette er mindre enn 0,2 % av jordens radius. Men seismiske, gravimetriske og andre målinger gjør det mulig å bedømme jordens indre i stor detalj, mens for andre planeter er det nesten ingen slike data. Detaljerte gravitasjonsfeltkart er kun oppnådd for Månen; varmestrømmer fra det indre er kun målt på månen; Seismometre har så langt bare fungert på Månen og (ikke veldig følsomme) på Mars.
Geologer bedømmer fortsatt det indre livet til planeter etter egenskapene til deres faste overflate. For eksempel skiller fraværet av tegn på litosfæriske plater på Venus den betydelig fra jorden, i utviklingen av overflaten som tektoniske prosesser (kontinentaldrift, spredning, subduksjon, etc.) spiller en avgjørende rolle. Samtidig peker noen indirekte bevis på muligheten for platetektonikk på Mars tidligere, så vel som isfelttektonikk på Europa, en måne til Jupiter. Dermed garanterer ikke den ytre likheten til planetene (Venus - Jorden) likheten mellom deres indre struktur og prosessene som skjer i deres dybder. Og planeter som ikke ligner hverandre kan demonstrere lignende geologiske fenomener.
La oss gå tilbake til det som er tilgjengelig for astronomer og andre spesialister for direkte studier, nemlig overflaten av planeter eller deres skylag. I prinsippet er ikke opasiteten til atmosfæren i det optiske området et uoverkommelig hinder for å studere planetens faste overflate. Radar fra jorden og fra romsonder gjorde det mulig å studere overflatene til Venus og Titan gjennom deres atmosfærer som er ugjennomsiktige for lys. Disse arbeidene er imidlertid sporadiske, og systematiske studier av planeter utføres fortsatt med optiske instrumenter. Og enda viktigere, optisk stråling fra solen fungerer som hovedkilden til energi for de fleste planeter. Derfor påvirker atmosfærens evne til å reflektere, spre og absorbere denne strålingen direkte klimaet på planetens overflate.
Den lyseste lyskilden på nattehimmelen, månen ikke medregnet, er Venus. Det er veldig lyst, ikke bare på grunn av sin relative nærhet til solen, men også på grunn av det tette skylaget av konsentrerte svovelsyredråper, som perfekt reflekterer lys. Jorden vår er heller ikke for mørk, siden 30-40 % av jordens atmosfære er fylt med vannskyer, og de sprer og reflekterer lyset godt. Her er et fotografi (bilde over) der Jorden og Månen ble inkludert i rammen samtidig. Dette bildet ble tatt av romsonden Galileo da den fløy forbi jorden på vei til Jupiter. Se hvor mye mørkere månen er enn jorden og generelt mørkere enn noen planet med atmosfære. Dette er et generelt mønster - atmosfæreløse kropper er veldig mørke. Faktum er at under påvirkning av kosmisk stråling mørkner ethvert fast stoff gradvis.
Utsagnet om at månens overflate er mørk forårsaker vanligvis forvirring: ved første øyekast ser måneskiven veldig lys ut; på en skyfri natt gjør det oss til og med blind. Men dette er bare i kontrast til den enda mørkere nattehimmelen. For å karakterisere reflektiviteten til enhver kropp, brukes en mengde kalt albedo. Dette er graden av hvithet, det vil si koeffisienten for lysrefleksjon. Albedo lik null - absolutt svarthet, fullstendig absorpsjon av lys. En albedo lik en er total refleksjon. Fysikere og astronomer har flere forskjellige tilnærminger til å bestemme albedo. Det er klart at lysstyrken til en opplyst overflate ikke bare avhenger av typen materiale, men også av dens struktur og orientering i forhold til lyskilden og observatøren. For eksempel har fluffy snø som nettopp har falt én refleksjonsverdi, men snø som du tråkket på med støvelen vil ha en helt annen verdi. Og avhengigheten av orientering kan enkelt demonstreres med et speil som slipper inn solstråler.
Hele spekteret av mulige albedoverdier er dekket av kjente romobjekter. Her er jorden som reflekterer omtrent 30 % av solstrålene, mest på grunn av skyer. Og det kontinuerlige skydekket til Venus reflekterer 77 % av lyset. Månen vår er en av de mørkeste kroppene, og reflekterer i gjennomsnitt omtrent 11 % av lyset; og dens synlige halvkule, på grunn av tilstedeværelsen av store mørke "hav", reflekterer lyset enda verre - mindre enn 7%. Men det finnes også enda mørkere gjenstander; for eksempel asteroide 253 Matilda med sin albedo på 4 %. På den annen side er det overraskende lyse kropper: Saturns måne Enceladus reflekterer 81% av synlig lys, og dens geometriske albedo er rett og slett fantastisk - 138%, dvs. den er lysere enn en perfekt hvit skive med samme tverrsnitt. Det er til og med vanskelig å forstå hvordan han klarer å gjøre dette. Ren snø på jorden reflekterer lys enda verre; Hva slags snø ligger på overflaten av denne lille og søte Enceladus?
Varmebalanse
Temperaturen til enhver kropp bestemmes av balansen mellom tilstrømningen av varme til den og dens tap. Det er tre kjente mekanismer for varmeveksling: stråling, ledning og konveksjon. De to siste av dem krever direkte kontakt med miljøet, derfor, i rommets vakuum, blir den første mekanismen, stråling, den viktigste og faktisk den eneste. Dette skaper betydelige problemer for romteknologidesignere. De må ta hensyn til flere varmekilder: Solen, planeten (spesielt i lave baner) og de indre komponentene i selve romfartøyet. Og det er bare én måte å frigjøre varme - stråling fra overflaten av enheten. For å opprettholde balansen mellom varmestrømmer, regulerer romteknologidesignere den effektive albedo til enheten ved hjelp av skjermvakuumisolasjon og radiatorer. Når et slikt system svikter, kan forholdene i et romfartøy bli ganske ubehagelige, slik historien om Apollo 13-oppdraget til månen minner oss om.
Men for første gang ble dette problemet møtt i den første tredjedelen av det 20. århundre av skaperne av høyhøydeballonger - de såkalte stratosfæriske ballongene. I disse årene visste de ennå ikke hvordan de skulle skape komplekse systemer termisk regulering av den forseglede nacellen, derfor var de begrenset til bare å velge albedoen til dens ytre overflate. Hvor følsom en kroppstemperatur er for dens albedo, avsløres av historien om de første flyvningene inn i stratosfæren.
Gondol av stratosfærisk ballong FNRS-1 Sveitsiske Auguste Picard malte den hvit på den ene siden og svart på den andre. Tanken var at temperaturen i gondolen kunne reguleres ved å dreie kulen den ene eller den andre veien mot solen. For rotasjon ble det installert en propell utenfor. Men enheten fungerte ikke, solen skinte fra den "svarte" siden og den indre temperaturen på den første flyturen steg til 38 °C. På neste flytur ble hele kapselen ganske enkelt dekket med sølv for å reflektere solstrålene. Det ble -16 °C inne.
Amerikanske stratosfæriske ballongdesignere Utforsker De tok Picards erfaring i betraktning og tok i bruk et kompromissalternativ: de malte den øvre delen av kapselen hvit og den nedre delen svart. Tanken var at den øvre halvdelen av sfæren skulle reflektere solstråling, og den nedre halvdelen skulle absorbere varme fra jorden. Dette alternativet viste seg å være bra, men heller ikke ideelt: under flyvningene i kapselen var det 5 °C.
Sovjetiske stratonauter isolerte ganske enkelt aluminiumskapslene med et lag filt. Som praksis har vist, var denne avgjørelsen den mest vellykkede. Intern varme, hovedsakelig generert av mannskapet, var tilstrekkelig til å opprettholde en stabil temperatur.
Men hvis planeten ikke har sine egne kraftige varmekilder, så er albedoverdien veldig viktig for klimaet. For eksempel absorberer planeten vår 70% av sollyset som faller på den, behandler den til sin egen infrarøde stråling, støtter vannets syklus i naturen, lagrer den som et resultat av fotosyntese i biomasse, olje, kull og gass. Månen absorberer nesten alt sollys, og gjør det middelmådig om til høyentropi infrarød stråling og opprettholder dermed sin ganske høye temperatur. Men Enceladus, med sin perfekt hvite overflate, avviser med stolthet nesten alt sollys, som det betaler seg for med en uhyrlig lav overflatetemperatur: i gjennomsnitt rundt –200 °C, og noen steder opp til –240 °C. Imidlertid lider ikke denne satellitten - "alt i hvitt" - mye av den ytre kulden, siden den har en alternativ energikilde - tidevannets gravitasjonspåvirkning fra naboen Saturn (), som opprettholder sitt subglaciale hav i flytende tilstand. Men de terrestriske planetene har svært svake indre varmekilder, så temperaturen på deres faste overflate avhenger i stor grad av atmosfærens egenskaper - på dens evne på den ene siden til å reflektere deler av solstrålene tilbake til verdensrommet, og på andre, for å beholde energien til stråling som passerer gjennom atmosfæren til planetens overflate.
Drivhuseffekt og planetarisk klima
Avhengig av hvor langt planeten er fra solen og hvor stor andel av sollys den absorberer, dannes temperaturforhold på planetens overflate og dens klima. Hvordan ser spekteret til ethvert selvlysende legeme, for eksempel en stjerne, ut? I de fleste tilfeller er spekteret til en stjerne en "enkeltpukkel", nesten Planck, kurve, der posisjonen til maksimumet avhenger av temperaturen på stjernens overflate. I motsetning til en stjerne har planetens spektrum to "pukler": det reflekterer en del av stjernelyset i det optiske området, og den andre delen absorberer og utstråler på nytt i det infrarøde området. Det relative arealet under disse to puklene er nøyaktig bestemt av graden av lysrefleksjon, det vil si albedo.
La oss se på de to planetene nærmest oss - Merkur og Venus. Ved første øyekast er situasjonen paradoksal. Venus reflekterer nesten 80 % av sollys og absorberer bare rundt 20 %. Men Merkur reflekterer nesten ingenting, men absorberer alt. I tillegg er Venus lenger fra Solen enn Merkur; 3,4 ganger mindre sollys faller per enhet av skyoverflaten. Tar man hensyn til forskjeller i albedo, mottar hver kvadratmeter av Merkurs faste overflate nesten 16 ganger mer solvarme enn den samme overflaten på Venus. Og likevel, på hele den faste overflaten av Venus er det helvetes forhold - enorme temperaturer (tinn og bly smelter!), og Merkur er kjøligere! Ved polene er det generelt Antarktis, og ved ekvator er gjennomsnittstemperaturen 67 °C. Selvfølgelig varmes overflaten til Merkur opp til 430 °C om dagen, og om natten avkjøles den til –170 °C. Men allerede på 1,5-2 meters dyp jevnes daglige svingninger ut, og vi kan snakke om en gjennomsnittlig overflatetemperatur på 67 °C. Det er varmt, selvfølgelig, men du kan leve. Og på de midterste breddegrader av Merkur er det generelt romtemperatur.
Hva er i veien? Hvorfor oppvarmes Merkur, som er nær Solen og lett absorberer strålene dens, til romtemperatur, mens Venus, som er lenger unna Solen og aktivt reflekterer strålene, varmes opp som en ovn? Hvordan vil fysikken forklare dette?
Jordens atmosfære er nesten gjennomsiktig: den sender 80 % av innkommende sollys. Luften kan ikke slippe ut i verdensrommet som følge av konveksjon – planeten slipper den ikke. Det betyr at den kun kan avkjøles i form av infrarød stråling. Og hvis IR-stråling forblir låst, varmer den opp de lagene i atmosfæren som ikke slipper den ut. Disse lagene blir i seg selv en varmekilde og leder den delvis tilbake til overflaten. Noe av strålingen går ut i verdensrommet, men hoveddelen av den går tilbake til jordoverflaten og varmer den opp til termodynamisk likevekt er etablert. Hvordan er det installert?
Temperaturen stiger, og maksimumet i spekteret skifter (Wiens lov) til det finner et "gjennomsiktighetsvindu" i atmosfæren, gjennom hvilket IR-stråler vil flykte ut i verdensrommet. Balansen mellom varmestrømmer er etablert, men ved en høyere temperatur enn den ville vært i fravær av en atmosfære. Dette er drivhuseffekten.
I våre liv møter vi ganske ofte drivhuseffekten. Og ikke bare i form av et hagedrivhus eller en panne plassert på komfyren, som vi dekker med et lokk for å redusere varmeoverføringen og øke hastigheten på kokingen. Disse eksemplene viser ikke en ren drivhuseffekt, siden både strålings- og konvektiv varmefjerning er redusert i dem. Mye nærmere den beskrevne effekten er eksemplet på en klar frostnatt. Når luften er tørr og himmelen er skyfri (for eksempel i en ørken), avkjøles jorden raskt etter solnedgang, og fuktig luft og skyer jevner ut daglige temperatursvingninger. Dessverre er denne effekten godt kjent for astronomer: klare stjerneklare netter kan være spesielt kalde, noe som gjør det svært ubehagelig å jobbe ved teleskopet. For å gå tilbake til figuren ovenfor, vil vi se årsaken: det er vanndamp i atmosfæren som fungerer som hovedhindringen for varmebærende infrarød stråling.
Månen har ingen atmosfære, noe som betyr at det ikke er noen drivhuseffekt. På overflaten etableres termodynamisk likevekt eksplisitt; det er ingen utveksling av stråling mellom atmosfæren og den faste overflaten. Mars har en tynn atmosfære, men drivhuseffekten øker fortsatt med 8 °C. Og det gir nesten 40 °C til jorden. Hvis planeten vår ikke hadde en så tett atmosfære, ville jordens temperatur vært 40 °C lavere. I dag er det gjennomsnittlig 15 °C rundt om i verden, men det vil være –25 °C. Alle havene ville fryse, jordens overflate ville bli hvit av snø, albedoen ville øke, og temperaturen ville falle enda lavere. Generelt - en forferdelig ting! Men det er bra at drivhuseffekten i atmosfæren vår virker og varmer oss. Og den virker enda sterkere på Venus – den hever den gjennomsnittlige venusiske temperaturen med mer enn 500 grader.
Overflate av planeter
Til nå har vi ikke begynt en detaljert studie av andre planeter, hovedsakelig begrenset oss til å observere overflaten deres. Hvor viktig er informasjon om planetens utseende for vitenskapen? Hvilken verdifull informasjon kan et bilde av overflaten fortelle oss? Hvis det er en gassplanet, som Saturn eller Jupiter, eller solid, men dekket med et tett lag av skyer, som Venus, så ser vi bare det øvre skylaget, derfor har vi nesten ingen informasjon om selve planeten. Den overskyede atmosfæren, som geologer sier, er en superung overflate - i dag er det slik, men i morgen vil det være annerledes, eller ikke i morgen, men om 1000 år, som bare er et øyeblikk i planetens liv.
Den store røde flekken på Jupiter eller to planetariske sykloner på Venus har blitt observert i 300 år, men forteller oss bare noen av de generelle egenskapene til den moderne dynamikken i deres atmosfærer. Våre etterkommere, som ser på disse planetene, vil se et helt annet bilde, og vi vil aldri vite hvilket bilde våre forfedre kunne ha sett. Når vi ser fra utsiden på planeter med tett atmosfære, kan vi ikke bedømme deres fortid, siden vi bare ser et foranderlig skylag. En helt annen sak er Månen eller Merkur, hvis overflater inneholder spor av meteorittbombardementer og geologiske prosesser som har skjedd i løpet av de siste milliarder av år.
Og slike bombardementer av gigantiske planeter etterlater praktisk talt ingen spor. En av disse hendelsene skjedde på slutten av det tjuende århundre rett foran øynene til astronomene. Vi snakker om Comet Shoemaker-Levy 9. I 1993, en merkelig kjede på to dusin små kometer. Beregningen viste at dette er fragmenter av en komet som fløy nær Jupiter i 1992 og ble revet i stykker av tidevannseffekten av dets kraftige gravitasjonsfelt. Astronomer så ikke selve episoden av kometens oppløsning, men fanget bare øyeblikket da kjeden av kometfragmenter beveget seg bort fra Jupiter som et «lokomotiv». Hvis oppløsningen ikke hadde skjedd, ville kometen, etter å ha nærmet seg Jupiter langs en hyperbolsk bane, ha gått i det fjerne langs den andre grenen av hyperbelen og ville mest sannsynlig aldri ha nærmet seg Jupiter igjen. Men kometens kropp kunne ikke motstå tidevannsspenningen og kollapset, og energien som ble brukt på deformasjon og brudd på kometkroppen reduserte den kinetiske energien til dens banebevegelse, og overførte fragmentene fra en hyperbolsk bane til en elliptisk, lukket rundt Jupiter. Orbitalavstanden ved perisenteret viste seg å være mindre enn radiusen til Jupiter, og fragmentene krasjet inn i planeten etter hverandre i 1994.
Hendelsen var enorm. Hvert «skår» av kometkjernen er en isblokk som måler 1×1,5 km. De byttet på å fly inn i atmosfæren til den gigantiske planeten med en hastighet på 60 km/s (den andre flukthastigheten for Jupiter), med en spesifikk kinetisk energi på (60/11) 2 = 30 ganger større enn om det var en kollisjon med jorden. Astronomer så med stor interesse på den kosmiske katastrofen på Jupiter fra jordens sikkerhet. Dessverre traff fragmenter av kometen Jupiter fra siden som ikke var synlig fra jorden i det øyeblikket. Heldigvis var romsonden Galileo akkurat på den tiden på vei til Jupiter; den så disse episodene og viste dem til oss. På grunn av den raske daglige rotasjonen av Jupiter, ble kollisjonsområdene i løpet av få timer tilgjengelige for både bakkebaserte teleskoper og, det som er spesielt verdifullt, jordnære teleskoper, som Hubble-romteleskopet. Dette var veldig nyttig, siden hver blokk, som krasjet inn i atmosfæren til Jupiter, forårsaket en kolossal eksplosjon, ødela det øvre skylaget og skapte et synlighetsvindu dypt inn i den jovianske atmosfæren i noen tid. Så takket være kometbombardementet kunne vi se der en kort stund. Men 2 måneder gikk og ingen spor var igjen på den overskyede overflaten: skyene dekket alle vinduene, som om ingenting hadde skjedd.
En annen ting - Jord. På planeten vår forblir meteorittarr i lang tid. Her er det mest populære meteorittkrateret med en diameter på ca 1 km og en alder på ca 50 tusen år. Det er fortsatt godt synlig. Men kratere som ble dannet for mer enn 200 millioner år siden kan bare bli funnet ved hjelp av subtile geologiske teknikker. De er ikke synlige ovenfra.
Forresten, det er et ganske pålitelig forhold mellom størrelsen på en stor meteoritt som falt til jorden og diameteren på krateret den dannet - 1:20. Et kilometer-diameter krater i Arizona ble dannet av nedslaget av en liten asteroide med en diameter på omtrent 50 m. Og i eldgamle tider traff større "prosjektiler" - både kilometer og til og med ti kilometer - jorden. Vi kjenner i dag ca 200 store kratere; de kalles astroblemer (himmelske sår); og flere nye oppdages hvert år. Den største, med en diameter på 300 km, ble funnet i det sørlige Afrika, dens alder er omtrent 2 milliarder år. I Russland er det største krateret Popigai i Yakutia med en diameter på 100 km. Sikkert er det større, for eksempel på bunnen av havene, hvor de er vanskeligere å legge merke til. Riktignok er havbunnen geologisk yngre enn kontinentene, men det ser ut til at det i Antarktis er et krater med en diameter på 500 km. Det er under vann, og dets tilstedeværelse er kun indikert av profilen til bunnen.
På en overflate Måne, der det ikke er vind eller regn, hvor det ikke er noen tektoniske prosesser, vedvarer meteorittkratere i milliarder av år. Når vi ser på månen gjennom et teleskop, leser vi historien om kosmisk bombardement. På baksiden er et enda mer nyttig bilde for vitenskapen. Det ser ut til at spesielt store kropper av en eller annen grunn aldri falt der, eller når de falt, kunne de ikke bryte gjennom måneskorpen, som på baksiden er dobbelt så tykk som på den synlige siden. Derfor fylte ikke den rennende lavaen store kratere og skjulte ikke historiske detaljer. På hvilken som helst flekk på månens overflate er det et meteorittkrater, stort eller lite, og det er så mange av dem at yngre ødelegger de som ble dannet tidligere. Metning har funnet sted: Månen kan ikke lenger bli mer kratenert enn den allerede er. Det er kratere overalt. Og dette er en fantastisk kronikk av solsystemets historie. Basert på den er det identifisert flere episoder med aktiv kraterdannelse, inkludert epoken med kraftig meteorittbombardement (4,1-3,8 milliarder år siden), som etterlot spor på overflaten av alle jordiske planeter og mange satellitter. Hvorfor strømmer av meteoritter falt på planetene i den tiden, må vi fortsatt forstå. Det er behov for nye data om strukturen til månens indre og sammensetningen av materie på ulike dyp, og ikke bare på overflaten som prøver er samlet inn fra så langt.
Merkur utad lik månen, fordi den, som den, er blottet for en atmosfære. Den steinete overflaten, som ikke er utsatt for gass- og vannerosjon, beholder spor av meteorittbombardement i lang tid. Blant de jordiske planetene inneholder Merkur de eldste geologiske sporene, som dateres tilbake rundt 4 milliarder år. Men det er ingen Merkur på overflaten store hav, fylt med mørk størknet lava og ligner på månens hav, selv om det ikke er færre store nedslagskratre der enn på Månen.
Merkur er omtrent halvannen ganger så stor som månen, men massen er 4,5 ganger større enn månen. Faktum er at Månen er nesten helt steinete, mens Merkur har en enorm metallisk kjerne, tilsynelatende hovedsakelig bestående av jern og nikkel. Radiusen til dens metalliske kjerne er omtrent 75 % av planetens radius (og jordens er bare 55 %). Volumet av Mercurys metalliske kjerne er 45 % av planetens volum (og jordens er bare 17 %). Derfor er den gjennomsnittlige tettheten til Merkur (5,4 g/cm3) nesten lik jordens gjennomsnittlige tetthet (5,5 g/cm3) og overskrider betydelig Månens gjennomsnittlige tetthet (3,3 g/cm3). Med en stor metallisk kjerne kan Merkur overgå jorden i sin gjennomsnittlige tetthet hvis ikke for den lave tyngdekraften på overflaten. Med en masse på bare 5,5 % av jordens, har den nesten tre ganger mindre tyngdekraft, som ikke er i stand til å komprimere det indre så mye som det indre av jorden, der til og med silikatmantelen har en tetthet på omtrent (5 g/ cm3), har komprimert.
Merkur er vanskelig å studere fordi det beveger seg nær solen. For å starte et interplanetarisk apparat fra Jorden mot det, må det bremses kraftig ned, det vil si akselereres i motsatt retning av Jordens banebevegelse; først da vil den begynne å "falle" mot solen. Det er umulig å gjøre dette umiddelbart ved hjelp av en rakett. Derfor, i de to flyvningene til Merkur som er utført så langt, ble gravitasjonsmanøvrer i feltet til Jorden, Venus og selve Merkur brukt til å bremse romsonden og overføre den til Merkurs bane.
Mariner 10 (NASA) dro først til Mercury i 1973. Den nærmet seg først Venus, bremset ned i gravitasjonsfeltet og passerte så nær Merkur tre ganger i 1974-75. Siden alle tre møtene fant sted i samme område av planetens bane, og dens daglige rotasjon er synkronisert med den bane, fotograferte alle tre gangene sonden samme halvkule av Merkur, opplyst av solen.
Det var ingen fly til Mercury de neste tiårene. Og først i 2004 var det mulig å lansere den andre enheten - MESSENGER ( Merkuroverflate, rommiljø, geokjemi og rekkevidde; NASA). Etter å ha utført flere gravitasjonsmanøvrer nær Jorden, Venus (to ganger) og Merkur (tre ganger), gikk sonden i bane rundt Merkur i 2011 og utførte forskning på planeten i 4 år.
Arbeid i nærheten av Merkur er komplisert av det faktum at planeten i gjennomsnitt er 2,6 ganger nærmere Solen enn Jorden, så strømmen av solstråler der er nesten 7 ganger større. Uten en spesiell "solparaply" ville sondens elektronikk overopphetes. Den tredje ekspedisjonen til Merkur, kalt BepiColombo, europeere og japanere deltar i det. Oppskytingen er planlagt til høsten 2018. To sonder vil fly samtidig, som vil gå i bane rundt Merkur på slutten av 2025 etter å ha flydd nær Jorden, to nær Venus og seks nær Merkur. I tillegg til en detaljert studie av planetens overflate og dens gravitasjonsfelt, er det planlagt en detaljert studie av magnetosfæren og magnetfeltet til Merkur, som utgjør et mysterium for forskere. Selv om Merkur roterer veldig sakte, og dens metalliske kjerne burde ha avkjølt og herdet for lenge siden, har planeten et dipolmagnetfelt som er 100 ganger svakere enn jordens, men opprettholder fortsatt en magnetosfære rundt planeten. Den moderne teorien om magnetfeltgenerering i himmellegemer, den såkalte teorien om turbulent dynamo, krever tilstedeværelse i det indre av planeten av et lag med væskeleder av elektrisitet (for jorden er dette den ytre delen av jernkjernen ) og relativt rask rotasjon. Hvorfor Mercurys kjerne fortsatt forblir flytende er ennå ikke klart.
Merkur har en fantastisk egenskap som ingen andre planeter har. Bevegelsen til Merkur i sin bane rundt solen og dens rotasjon rundt sin akse er tydelig synkronisert med hverandre: i løpet av to omløpsperioder gjør den tre omdreininger rundt sin akse. Generelt sett har astronomer vært kjent med synkron bevegelse i lang tid: Månen vår roterer synkront rundt sin akse og roterer rundt jorden, periodene for disse to bevegelsene er de samme, dvs. de er i forholdet 1:1. Og andre planeter har noen satellitter som viser samme funksjon. Dette er resultatet av tidevannseffekten.
For å følge bevegelsen til Merkur (fig. over), la oss plassere en pil på overflaten. Det kan sees at i en omdreining rundt solen, dvs. i ett Merkur-år, roterte planeten rundt sin akse nøyaktig en og en halv gang. I løpet av denne tiden ble dagen i pilens område til natt, og halvparten av den solfylte dagen gikk. Nok en årlig revolusjon - og dagslyset begynner igjen i pilens område, en soldag er utløpt. På Merkur varer altså en soldag i to Merkur-år.
Vi vil snakke om tidevann i detalj i kap. 6. Det var som et resultat av tidevannspåvirkning fra Jorden at Månen synkroniserte sine to bevegelser - aksial rotasjon og orbital rotasjon. Jorden påvirker månen i stor grad: den strekker figuren og stabiliserer rotasjonen. Månens bane er nær sirkulær, så månen beveger seg langs den med nesten konstant hastighet i nesten konstant avstand fra jorden (vi diskuterte omfanget av dette "nesten" i kapittel 1). Derfor varierer tidevannseffekten litt og styrer månens rotasjon langs hele dens bane, noe som fører til en 1:1 resonans.
I motsetning til månen, beveger Merkur seg rundt solen i en hovedsakelig elliptisk bane, noen ganger nærmer han lyset, noen ganger beveger seg bort fra det. Når den er langt unna, nær aphelion av banen, svekkes tidevannspåvirkningen fra solen, siden den avhenger av avstanden som 1/ R 3. Når Merkur nærmer seg solen, er tidevannet mye sterkere, så bare i perihelregionen synkroniserer Merkur effektivt sine to bevegelser - daglig og orbital. Keplers andre lov forteller oss at vinkelhastigheten til orbital bevegelse er maksimal ved perihelpunktet. Det er der "tidevannsfangst" og synkronisering av Merkurs vinkelhastigheter - daglig og orbital - skjer. Ved perihelpunktet er de nøyaktig like hverandre. Når Merkur beveger seg videre, slutter nesten å føle tidevannspåvirkningen fra solen og opprettholder sin vinkelhastighet for rotasjon, og reduserer gradvis vinkelhastigheten til orbital bevegelse. Derfor klarer den i en omløpsperiode å gjøre halvannen daglige omdreining og faller igjen i klørne til tidevannseffekten. Veldig enkel og vakker fysikk.
Overflaten til Merkur er nesten umulig å skille fra månen. Selv profesjonelle astronomer, da de første detaljerte fotografiene av Merkur dukket opp, viste dem til hverandre og spurte: "Vel, gjett, er dette Månen eller Merkur?" Det er veldig vanskelig å gjette. Både der og der er overflater slått av meteoritter. Men det er selvfølgelig funksjoner. Selv om det ikke er store lavahav på Merkur, er overflaten ikke homogen: det er eldre og yngre områder (grunnlaget for dette er beregningen av meteorittkratere). Merkur skiller seg også fra månen i nærvær av karakteristiske avsatser og folder på overflaten, som oppsto som et resultat av komprimeringen av planeten da dens enorme metallkjerne ble avkjølt.
Temperaturforskjellene på overflaten til Merkur er større enn på månen. På dagtid ved ekvator er det 430 °C, og om natten –173 °C. Men Mercurys jord fungerer som en god varmeisolator, så på en dybde på ca. 1 m daglig (eller halvårlig?) føles ikke temperaturendringer lenger. Så hvis du flyr til Mercury, er det første du trenger å gjøre å grave en grav. Det vil være omtrent 70 °C ved ekvator; Det er litt varmt. Men i området rundt de geografiske polene i graven vil det være rundt –70 °C. Så du kan enkelt finne den geografiske breddegraden der du vil trives i graven.
De laveste temperaturene observeres i bunnen av polare kratere, dit solstrålene aldri når. Det var der forekomster av vannis ble oppdaget, som tidligere hadde blitt oppdaget av radarer fra jorden, og deretter bekreftet av instrumenter fra MESSENGER-romsonden. Opprinnelsen til denne isen er fortsatt diskutert. Kildene kan være både kometer og vanndamp som kommer ut av planetens tarm.
Merkur har et av de største nedslagskratrene i solsystemet - Heat Planum ( Kalorisbasseng) med en diameter på 1550 km. Dette er nedslaget av en asteroide med en diameter på minst 100 km, som nesten splittet den lille planeten. Dette skjedde for rundt 3,8 milliarder år siden, i perioden med det såkalte "sen tunge bombardementet" ( Sent tungt bombardement), da antallet asteroider og kometer i baner som krysser banene til jordiske planeter økte, av årsaker som ikke er fullt ut forstått.
Da Mariner 10 fotograferte Heat Plane i 1974, visste vi ennå ikke hva som skjedde på motsatt side av Merkur etter dette forferdelige sammenstøtet. Det er klart at hvis ballen blir truffet, eksiteres lyd- og overflatebølger, som forplanter seg symmetrisk, passerer gjennom "ekvator" og samler seg ved antipodepunktet, diametralt motsatt treffpunktet. Forstyrrelsen der trekker seg sammen til et punkt, og amplituden til seismiske vibrasjoner øker raskt. Dette ligner på måten kvegdrivere knekker pisken på: energien og momentumet til bølgen er i hovedsak bevart, men tykkelsen på pisken har en tendens til null, så vibrasjonshastigheten øker og blir supersonisk. Det var forventet at i regionen Mercury motsatt bassenget Kalorier det vil være et bilde av utrolig ødeleggelse. Generelt ble det nesten slik: det var et stort kupert område med en korrugert overflate, selv om jeg forventet at det skulle være et antipodeansk krater. Det virket for meg at når den seismiske bølgen kollapser, vil et "speil"-fenomen oppstå ved asteroidens fall. Vi observerer dette når en dråpe faller på en rolig vannflate: først skaper den en liten fordypning, og deretter suser vannet tilbake og kaster en liten ny dråpe oppover. Dette skjedde ikke på Merkur, og vi forstår nå hvorfor. Dens dybder viste seg å være heterogene og presis fokusering av bølgene skjedde ikke.
Generelt er lettelsen til Merkur jevnere enn månens. For eksempel er veggene til Mercurys kratere ikke så høye. Den sannsynlige årsaken til dette er den større tyngdekraften og det varmere og mykere indre av Merkur.
Venus- den andre planeten fra solen og den mest mystiske av de terrestriske planetene. Det er ikke klart hva opphavet til den svært tette atmosfæren, som nesten utelukkende består av karbondioksid (96,5 %) og nitrogen (3,5 %) og forårsaker en kraftig drivhuseffekt, er. Det er ikke klart hvorfor Venus roterer så sakte rundt sin akse - 244 ganger langsommere enn Jorden, og også i motsatt retning. Samtidig flyr den massive atmosfæren til Venus, eller rettere sagt skylaget, rundt planeten på fire jorddager. Dette fenomenet kalles atmosfærisk superrotasjon. Samtidig gniser atmosfæren mot planetens overflate og burde ha bremset ned for lenge siden. Tross alt kan den ikke bevege seg i lang tid rundt en planet hvis solide kropp praktisk talt står stille. Men atmosfæren roterer, og til og med i motsatt retning av rotasjonen til selve planeten. Det er klart at friksjon med overflaten sprer energien til atmosfæren, og dens vinkelmoment overføres til planetens kropp. Dette betyr at det er en tilstrømning av energi (åpenbart solenergi), på grunn av hvilken varmemotoren fungerer. Spørsmål: hvordan er denne maskinen implementert? Hvordan transformeres solens energi til bevegelsen til den venusiske atmosfæren?
På grunn av Venus langsomme rotasjon, er Coriolis-kreftene på den svakere enn på jorden, så atmosfæriske sykloner der er mindre kompakte. Faktisk er det bare to av dem: en på den nordlige halvkule, den andre på den sørlige halvkule. Hver av dem "vinder" fra ekvator til sin egen pol.
De øvre lagene av den venusiske atmosfæren ble studert i detalj av flybys (gjennomføring av en gravitasjonsmanøver) og orbitalsonder - amerikanske, sovjetiske, europeiske og japanske. Sovjetiske ingeniører lanserte enheter i Venera-serien der i flere tiår, og dette var vårt mest vellykkede gjennombrudd innen planetarisk utforskning. Hovedoppgaven var å lande nedstigningsmodulen på overflaten for å se hva som var der under skyene.
Designerne av de første sonderne, som forfatterne av science fiction-verk fra disse årene, ble styrt av resultatene av optiske og radioastronomiske observasjoner, hvorfra det fulgte at Venus er en varmere analog av planeten vår. Derfor presenterte alle science fiction-forfattere på midten av 1900-tallet – fra Belyaev, Kazantsev og Strugatsky til Lem, Bradbury og Heinlein – Venus som ugjestmild (varm, sumpete, med en giftig atmosfære), men generelt sett. jordlignende verden. Av samme grunn var de første landingskjøretøyene til Venus-sondene ikke veldig holdbare, ikke i stand til å motstå høyt trykk. Og de døde, da de gikk ned i atmosfæren, den ene etter den andre. Så begynte kroppene deres å bli sterkere, designet for et trykk på 20 atmosfærer. Men dette viste seg ikke å være nok. Deretter laget designerne, «biting the bit», en titansonde som tåler et trykk på 180 atm. Og han landet trygt på overflaten ("Venera-7", 1970). Merk at ikke alle ubåter tåler et slikt trykk, som råder på en dybde på ca. 2 km i havet. Det viste seg at trykket på overflaten til Venus ikke faller under 92 atm (9,3 MPa, 93 bar), og temperaturen er 464 °C.
Drømmen om en gjestfri Venus, lik jorden i karbonperioden, ble endelig avsluttet nøyaktig i 1970. For første gang kom et apparat designet for slike helvetes forhold (“Venera-8”) med suksess ned og arbeidet på overflaten i 1972. Fra dette øyeblikket av landing til overflaten av Venus har blitt en rutineoperasjon, men det er ikke mulig å jobbe der i lang tid: etter 1-2 timer varmes innsiden av enheten opp og elektronikken svikter.
De første kunstige satellittene dukket opp nær Venus i 1975 ("Venera-9 og -10"). Generelt viste arbeidet med Venus-overflaten av Venera-9...-14-fartøyene (1975-1981) seg å være ekstremt vellykket, og studerte både atmosfæren og planetens overflate på landingsstedet, til og med klarer å ta jordprøver og bestemme det kjemisk oppbygning og mekaniske egenskaper. Men den største effekten blant fans av astronomi og kosmonautikk ble forårsaket av fotopanoramaene de overførte av landingsstedene, først i svart-hvitt, og senere i farger. Forresten, den venusiske himmelen, sett fra overflaten, er oransje. Vakker! Til nå (2017) er disse bildene de eneste og er av stor interesse for planetariske forskere. De fortsetter å bli behandlet og nye deler blir funnet på dem fra tid til annen.
Amerikansk astronautikk ga også et betydelig bidrag til studiet av Venus i disse årene. Mariner 5 og 10 flybys studerte den øvre atmosfæren. Pioneer Venera 1 (1978) ble den første amerikanske Venus-satellitten og utførte radarmålinger. Og "Pioneer-Venera-2" (1978) sendte 4 nedstigningskjøretøyer inn i planetens atmosfære: en stor (315 kg) med fallskjerm til ekvatorialområdet på daghalvkulen og tre små (90 kg hver) uten fallskjerm - til midten -breddegrader og nord på daghalvkulen, samt natthalvkule. Ingen av dem var designet for å fungere på overflaten, men en av de små enhetene landet trygt (uten fallskjerm!) og jobbet på overflaten i mer enn en time. Denne saken lar deg føle hvor høy tettheten av atmosfæren er nær overflaten av Venus. Atmosfæren til Venus er nesten 100 ganger mer massiv enn jordens atmosfære, og dens tetthet ved overflaten er 67 kg/m 3, som er 55 ganger tettere enn jordens luft og bare 15 ganger mindre tett enn flytende vann.
Det var ikke lett å lage sterke vitenskapelige sonder som tåler trykket fra den venusiske atmosfæren, det samme som på en kilometers dyp i havene våre. Men det var enda vanskeligere å få dem til å motstå omgivelsestemperaturen på 464 ° C i nærvær av så tett luft. Varmestrømmen gjennom kroppen er kolossal. Derfor fungerte selv de mest pålitelige enhetene i ikke mer enn to timer. For raskt å gå ned til overflaten og forlenge arbeidet der, slapp Venus fallskjermen under landing og fortsatte nedstigningen, bare bremset av et lite skjold på skroget. Påvirkningen på overflaten ble myknet av en spesiell dempeanordning - en landingsstøtte. Designet viste seg å være så vellykket at Venera 9 landet i en skråning med en helning på 35° uten problemer og fungerte normalt.
Gitt Venus høye albedo og kolossale tetthet av atmosfæren, tvilte forskere på at det ville være nok sollys nær overflaten til å fotografere. I tillegg kan en tett tåke godt henge på bunnen av gasshavet til Venus, spre sollys og forhindre at et kontrastbilde blir oppnådd. Derfor ble de første landingsbilene utstyrt med halogenkvikksølvlamper for å lyse opp jorda og skape lyskontrast. Men det viste seg at det er ganske nok naturlig lys der: det er like lys på Venus som på en overskyet dag på jorden. Og kontrasten i naturlig lys er også ganske akseptabel.
I oktober 1975 sendte Venera 9 og 10 landingskjøretøyer, gjennom sine baneblokker, de første fotografiene av overflaten til en annen planet til Jorden (hvis vi ikke tar hensyn til Månen). Ved første øyekast ser perspektivet i disse panoramaene merkelig forvrengt ut: årsaken er rotasjonen av opptaksretningen. Disse bildene ble tatt med et telefotometer (optisk-mekanisk skanner), hvis "utseende" sakte beveget seg fra horisonten under føttene til landingskjøretøyet og deretter til den andre horisonten: en 180° skanning ble oppnådd. To telefotometre på hver sin side av enheten skulle gi et komplett panorama. Men linsedekslene åpnet seg ikke alltid. For eksempel, på "Venera-11 og -12" åpnet ingen av de fire.
Et av de vakreste eksperimentene i studiet av Venus ble utført ved bruk av VeGa-1- og -2-probene (1985). Navnet deres står for "Venus-Halley", fordi etter separasjonen av nedstigningsmodulene rettet mot overflaten av Venus, dro flydelene til sondene for å utforske kjernen til kometen Halley og gjorde det for første gang med suksess. Landingsenhetene var heller ikke helt vanlige: hoveddelen av enheten landet på overflaten, og under nedstigningen ble en ballong laget av franske ingeniører skilt fra den, og i omtrent to dager fløy den i atmosfæren til Venus i en høyde på 53-55 km, overføring av data om temperatur og trykk til jorden, belysning og synlighet i skyer. Takket være den kraftige vinden som blåste i denne høyden med en hastighet på 250 km/t, klarte ballongene å fly rundt en betydelig del av planeten. Vakker!
Fotografier fra landingsstedene viser bare små områder av den venusiske overflaten. Er det mulig å se hele Venus gjennom skyene? Kan! Radaren ser gjennom skyene. To sovjetiske satellitter med sidevisende radarer og en amerikaner fløy til Venus. Basert på deres observasjoner ble radiokart over Venus kompilert med svært høy oppløsning. På generelt kart det er vanskelig å demonstrere, men det er godt synlig på enkelte fragmenter av kartet. Fargene på radiokartene viser nivåene: lyseblått og mørkeblått er lavland; Hvis Venus hadde vann, ville det vært hav. Men flytende vann kan ikke eksistere på Venus. Og det er praktisk talt ikke noe gassholdig vann der heller. Grønnaktig og gulaktig er kontinentene, la oss kalle dem det. Rødt og hvitt er mest høydepunkter på Venus. Dette er "Venusian Tibet" - det høyeste platået. Den høyeste toppen på den, Mount Maxwell, stiger 11 km.
Det er ingen pålitelige fakta om dypet av Venus, om dens indre struktur, siden seismisk forskning ennå ikke er utført der. I tillegg tillater ikke planetens langsomme rotasjon å måle treghetsmomentet, noe som kan fortelle oss om fordelingen av tetthet med dybde. Så langt er teoretiske ideer basert på likheten mellom Venus og jorden, og det tilsynelatende fraværet av platetektonikk på Venus forklares av fraværet av vann på den, som på jorden fungerer som et "smøremiddel", som lar platene gli og dykke under hverandre. Sammen med den høye overflatetemperaturen fører dette til en nedgang eller til og med fullstendig fravær av konveksjon i Venus-kroppen, reduserer kjølehastigheten til dens indre og kan forklare mangelen på et magnetfelt. Alt dette ser logisk ut, men krever eksperimentell verifisering.
Forresten, ca Jord. Jeg vil ikke diskutere den tredje planeten fra solen i detalj, siden jeg ikke er geolog. I tillegg har hver av oss en generell idé om jorden, selv basert på skolekunnskap. Men i forbindelse med studiet av andre planeter, merker jeg at vi heller ikke helt forstår det indre av vår egen planet. Nesten hvert år er det store funn innen geologi, noen ganger oppdages til og med nye lag i jordens tarmer. Vi vet ikke engang nøyaktig temperaturen i kjernen av planeten vår. Se på de siste anmeldelsene: noen forfattere mener at temperaturen ved grensen til den indre kjernen er omtrent 5000 K, mens andre mener at den er mer enn 6300 K. Dette er resultatene av teoretiske beregninger, som inkluderer ikke helt pålitelige parametere som beskrive egenskapene til materie ved en temperatur på tusenvis av kelvin og et trykk på millioner bar. Før disse egenskapene er pålitelig studert i laboratoriet, vil vi ikke få nøyaktig kunnskap om jordens indre.
Det unike med jorden blant lignende planeter ligger i nærværet av et magnetfelt og flytende vann på overflaten, og den andre er tilsynelatende en konsekvens av den første: Jordens magnetosfære beskytter atmosfæren vår og, indirekte, hydrosfæren mot solenergi. vinden strømmer. For å generere et magnetfelt, slik det nå ser ut, må det i planetens indre være et flytende elektrisk ledende lag, dekket av konvektiv bevegelse og rask daglig rotasjon, som gir Coriolis-kraften. Bare under disse forholdene slår dynamomekanismen seg på, og forsterker magnetfeltet. Venus roterer knapt, så den har ikke noe magnetfelt. Jernkjernen til lille Mars har lenge avkjølt og herdet, så den mangler også et magnetfelt. Kvikksølv, ser det ut til, roterer veldig sakte og burde ha kjølt seg ned før Mars, men det har et ganske merkbart dipolmagnetfelt med en styrke som er 100 ganger svakere enn jordens. Paradoks! Tidevannspåvirkningen fra Solen antas nå å være ansvarlig for å opprettholde Merkurs jernkjerne i smeltet tilstand. Milliarder av år vil gå, jernkjernen på jorden vil avkjøles og herdes, og fratar planeten vår magnetisk beskyttelse mot solvinden. Og den eneste steinete planeten med et magnetfelt vil merkelig nok forbli Merkur.
La oss nå gå til Mars. Utseendet tiltrekker oss umiddelbart av to grunner: selv i fotografier tatt langveisfra er de hvite polarhettene og den gjennomsiktige atmosfæren synlige. Dette er likt mellom Mars og jorden: polarhettene gir opphav til ideen om tilstedeværelsen av vann, og atmosfæren - muligheten for å puste. Og selv om på Mars ikke alt er så bra med vann og luft som det ser ut til ved første øyekast, har denne planeten lenge tiltrukket forskere.
Tidligere studerte astronomer Mars gjennom et teleskop og ventet derfor spent på øyeblikk kalt «Mars-opposisjoner». Hva er i motsetning til hva i disse øyeblikkene?
Fra synspunktet til en jordisk observatør, i øyeblikket av motstand, er Mars på den ene siden av jorden, og solen er på den andre. Det er tydelig at det er i disse øyeblikkene Jorden og Mars nærmer seg minimumsavstanden, Mars er synlig på himmelen hele natten og er godt opplyst av solen. Jorden går i bane rundt solen hvert år, og Mars hvert 1,88 år, så gjennomsnittlig tid mellom opposisjoner er litt over to år. Den siste motstanden til Mars var i 2016, selv om den ikke var spesielt nær. Mars bane er merkbart elliptisk, så Jordens nærmeste tilnærminger til Mars skjer når Mars er nær periheliumet til banen. På jorden (i vår tid) er dette slutten av august. Derfor kalles konfrontasjonene i august og september "store"; I disse øyeblikkene, som skjer en gang hvert 15.-17. år, kommer planetene våre nærmere hverandre med mindre enn 60 millioner km. Dette vil skje i 2018. Og en supernær konfrontasjon fant sted i 2003: da var Mars bare 55,8 millioner km unna. I denne forbindelse ble et nytt begrep født - "de største motstandene til Mars": disse regnes nå som tilnærminger på mindre enn 56 millioner km. De forekommer 1-2 ganger i århundret, men i det nåværende århundret vil det til og med være tre av dem - vent til 2050 og 2082.
Men selv i øyeblikk med stor motstand er lite synlig på Mars gjennom et teleskop fra Jorden. Her er en tegning av en astronom som ser på Mars gjennom et teleskop. En uforberedt person vil se og bli skuffet - han vil ikke se noe i det hele tatt, bare en liten rosa "dråpe". Men med det samme teleskopet ser det erfarne øyet til en astronom mer. Astronomer la merke til polarhetten for lenge siden, for århundrer siden. Og også mørke og lyse områder. De mørke ble tradisjonelt kalt hav, og de lyse - kontinenter.
Økt interesse for Mars oppsto under den store opposisjonens tid i 1877: - på den tiden var gode teleskoper allerede bygget, og astronomer hadde gjort flere viktige funn. Den amerikanske astronomen Asaph Hall oppdaget månene til Mars - Phobos og Deimos. Og den italienske astronomen Giovanni Schiaparelli skisserte mystiske linjer på overflaten av planeten - Marskanaler. Selvfølgelig var Schiaparelli ikke den første som så kanalene: noen av dem ble lagt merke til før ham (for eksempel Angelo Secchi). Men etter Schiaparelli ble dette emnet dominerende i studiet av Mars i mange år.
Observasjoner av funksjoner på overflaten av Mars, som "kanaler" og "hav", markerte begynnelsen på et nytt stadium i studiet av denne planeten. Schiaparelli mente at "havet" på Mars faktisk kunne være vannmasser. Siden linjene som forbinder dem måtte gis et navn, kalte Schiaparelli dem "kanaler" (canali), som betyr sjøstreder, og ikke menneskeskapte strukturer. Han mente at vann faktisk strømmer gjennom disse kanalene i polarområdene under smeltingen av polarhettene. Etter oppdagelsen av "kanaler" på Mars, antydet noen forskere deres kunstige natur, som fungerte som grunnlag for hypoteser om eksistensen av intelligente vesener på Mars. Men Schiaparelli selv anså ikke denne hypotesen som vitenskapelig underbygget, selv om han ikke utelukket tilstedeværelsen av liv på Mars, kanskje til og med intelligent.
Imidlertid begynte ideen om et kunstig vanningskanalsystem på Mars å vinne terreng i andre land. Dette var delvis på grunn av det faktum at den italienske kanalen ble representert på engelsk som canal (menneskeskapt vannvei), snarere enn kanal (naturlig sjøstred). Og på russisk betyr ordet "kanal" en kunstig struktur. Ideen om marsboere fanget mange mennesker på den tiden, og ikke bare forfattere (husk H.G. Wells med sin "War of the Worlds", 1897), men også forskere. Den mest kjente av dem var Percival Lovell. Denne amerikaneren fikk en utmerket utdannelse ved Harvard, og mestret like mye matematikk, astronomi og humaniora. Men som etterkommer av en adelig familie ville han heller bli diplomat, forfatter eller reisende enn astronom. Etter å ha lest Schiaparellis verk om kanaler, ble han imidlertid fascinert av Mars og trodde på eksistensen av liv og sivilisasjon på den. Generelt forlot han alle andre saker og begynte å studere den røde planeten.
Med penger fra sin velstående familie bygde Lovell et observatorium og begynte å tegne kanaler. Legg merke til at fotografering da var i sin spede begynnelse, og øyet til en erfaren observatør er i stand til å legge merke til de minste detaljene under forhold med atmosfærisk turbulens, og forvrenger bilder av fjerne objekter. Kartene over Mars-kanaler laget ved Lovell-observatoriet var de mest detaljerte. I tillegg, som en god forfatter, skrev Lovell flere interessante bøker - Mars og dens kanaler (1906), Mars som livets bolig(1908), osv. Bare én av dem ble oversatt til russisk allerede før revolusjonen: «Mars og livet på den» (Odessa: Matezis, 1912). Disse bøkene fanget en hel generasjon med håp om å møte marsboere.
Det skal innrømmes at historien om Marskanalene aldri har fått en utfyllende forklaring. Det er gamle tegninger med kanaler og moderne fotografier uten dem. Hvor er kanalene? Hva var det? Astronomers konspirasjon? Massegalskap? Selvhypnose? Det er vanskelig å skylde på forskere som har gitt sine liv til vitenskapen for dette. Kanskje ligger svaret på denne historien foran.
Og i dag studerer vi Mars, som regel, ikke gjennom et teleskop, men ved hjelp av interplanetariske sonder. (Selv om teleskoper fortsatt brukes til dette og noen ganger gir viktige resultater.) Flyttingen av sonder til Mars utføres langs den mest energisk gunstige semi-elliptiske banen. Ved å bruke Keplers tredje lov er det enkelt å beregne varigheten av en slik flytur. På grunn av den høye eksentrisiteten til Mars-banen, avhenger flytiden av oppskytningssesongen. I gjennomsnitt varer en flytur fra Jorden til Mars 8-9 måneder.
Er det mulig å sende en bemannet ekspedisjon til Mars? Det er stort og interessant emne. Det ser ut til at alt som trengs for dette er et kraftig bærerakett og et praktisk romskip. Ingen har ennå kraftige bærere, men amerikanske, russiske og kinesiske ingeniører jobber med dem. Det er ingen tvil om at en slik rakett vil bli skapt i årene som kommer av statseide virksomheter (for eksempel vår nye Angara-rakett i sin kraftigste versjon) eller private selskaper (Elon Musk – hvorfor ikke).
Finnes det et skip der astronauter vil tilbringe mange måneder på vei til Mars? Det er ikke noe slikt ennå. Alle eksisterende (Soyuz, Shenzhou) og til og med de som gjennomgår testing (Dragon V2, CST-100, Orion) er veldig trange og egner seg kun for å fly til Månen, hvor det bare er 3 dager unna. Riktignok er det en idé å blåse opp flere rom etter takeoff. Høsten 2016 ble den oppblåsbare modulen testet på ISS og presterte bra. Dermed vil den tekniske muligheten for å fly til Mars snart dukke opp. Så hva er problemet? I en person!
Vi blir stadig utsatt for naturlig radioaktivitet av jordas bergarter, strømmer av kosmiske partikler eller kunstig skapt radioaktivitet. På jordoverflaten er bakgrunnen svak: vi er beskyttet av magnetosfæren og atmosfæren til planeten, så vel som dens kropp, som dekker den nedre halvkule. I lav jordbane, hvor ISS-kosmonauter jobber, hjelper ikke atmosfæren lenger, så bakgrunnsstrålingen øker hundrevis av ganger. I verdensrommet er den enda flere ganger høyere. Dette begrenser varigheten av en persons trygge opphold i rommet betydelig. La oss merke seg at arbeidere i kjernefysisk industri har forbud mot å motta mer enn 5 rem per år - dette er nesten trygt for helsen. Kosmonauter har lov til å motta opptil 10 rem per år (et akseptabelt farenivå), som begrenser varigheten av deres arbeid på ISS til ett år. Og en flytur til Mars med retur til Jorden, i beste fall (hvis det ikke er kraftige bluss på solen), vil føre til en dose på 80 rem, noe som vil skape en høy sannsynlighet for kreft. Dette er nettopp hovedhindringen for menneskelig flukt til Mars. Er det mulig å beskytte astronauter mot stråling? Teoretisk sett er det mulig.
Vi er beskyttet på jorden av en atmosfære hvis tykkelse per kvadratcentimeter tilsvarer et 10 meter vannlag. Lysatomer sprer energien til kosmiske partikler bedre, så det beskyttende laget til et romfartøy kan være 5 meter tykt. Men selv i et trangt skip vil massen av denne beskyttelsen bli målt i hundrevis av tonn. Å sende et slikt skip til Mars er utenfor kraften til en moderne eller til og med lovende rakett.
OK da. La oss si at det var frivillige som var klare til å risikere helsen og dra til Mars i én retning uten strålevern. Vil de kunne jobbe der etter landing? Kan de regne med å fullføre oppgaven? Husker du hvordan astronauter, etter å ha tilbrakt seks måneder på ISS, føler seg umiddelbart etter å ha landet på bakken? De bæres ut i armene, legges på båre, og i to til tre uker rehabiliteres de, og gjenoppretter beinstyrke og muskelstyrke. Og på Mars vil ingen bære dem i armene. Der må du gå ut på egenhånd og jobbe i tunge drakter, som på månen. Tross alt er det atmosfæriske trykket på Mars praktisk talt null. Dressen er veldig tung. På Månen var det relativt enkelt å bevege seg i den, siden tyngdekraften der er 1/6 av jordens, og i løpet av de tre dagene med flyturen til Månen rekker ikke musklene å svekkes. Astronauter vil ankomme Mars etter å ha tilbrakt mange måneder i forhold med vektløshet og stråling, og tyngdekraften på Mars er to og en halv ganger større enn månens. I tillegg, på overflaten av selve Mars, er strålingen nesten den samme som i verdensrommet: Mars har ikke noe magnetfelt, og atmosfæren er for sjelden til å tjene som beskyttelse. Så filmen "The Martian" er fantasi, veldig vakker, men uvirkelig.
Hvordan forestilte vi oss en marsbase før? Vi ankom, satte opp laboratoriemoduler på overflaten, bor og arbeider i dem. Og nå er det slik: vi fløy inn, gravde inn, bygde tilfluktsrom på en dybde på minst 2-3 meter (dette er ganske pålitelig beskyttelse mot stråling) og prøver å gå til overflaten sjeldnere og ikke lenge. Oppstandelser er sporadiske. Vi sitter i grunnen under bakken og kontrollerer arbeidet til Mars-roverne. Så de kan kontrolleres fra jorden, enda mer effektivt, billigere og uten helserisiko. Dette er det som har blitt gjort i flere tiår.
Om hva roboter lærte om Mars - .
Illustrasjoner utarbeidet av V. G. Surdin og N. L. Vasilyeva ved bruk av NASA-fotografier og bilder fra offentlige nettsteder
Introduksjon
Blant de mange himmellegemene som er studert av moderne astronomi, inntar planeter en spesiell plass. Tross alt vet vi alle godt at jorden vi bor på er en planet, så planeter er kropper som i utgangspunktet ligner på vår jord.
Men i planetenes verden vil vi ikke finne to helt like hverandre. Variasjonen av fysiske forhold på planeter er veldig stor. Avstanden til planeten fra solen (og dermed mengden av solvarme og overflatetemperatur), dens størrelse, tyngdekraften på overflaten, orienteringen til rotasjonsaksen, som bestemmer endringen av årstider, tilstedeværelse og atmosfærens sammensetning, indre struktur og mange andre egenskaper er forskjellige for alle ni planeter i solsystemet.
Ved å snakke om forskjellige forhold på planetene, kan vi få en dypere forståelse av lovene for deres utvikling og finne ut deres forhold mellom visse egenskaper ved planetene. Så, for eksempel, dens evne til å beholde en atmosfære av en eller annen sammensetning avhenger av størrelsen, massen og temperaturen til en planet, og tilstedeværelsen av en atmosfære påvirker i sin tur planetens termiske regime.
Som studiet av forholdene under hvilke fremveksten og videre utvikling levende materie, bare på planeter kan vi lete etter tegn på eksistensen av organisk liv. Dette er grunnen til at studiet av planeter, i tillegg til å være av allmenn interesse, er av stor betydning fra rombiologiens synspunkt.
Studiet av planeter er av stor betydning, i tillegg til astronomi, for andre områder av vitenskapen, først og fremst jordvitenskapene - geologi og geofysikk, samt for kosmogoni - vitenskapen om opprinnelsen og utviklingen av himmellegemer, inkludert vår jord.
De terrestriske planetene inkluderer planetene: Merkur, Venus, Jorden og Mars.
Merkur.
Generell informasjon.
Merkur er planeten nærmest solen solsystemet. Gjennomsnittlig avstand fra Merkur til Solen er bare 58 millioner km. Blant de store planetene har den de minste dimensjonene: dens diameter er 4865 km (0,38 jordens diameter), massen er 3,304 * 10 23 kg (0,055 jordens masse eller 1:6025000 solens masse); gjennomsnittlig tetthet 5,52 g/cm3. Merkur er en lysende stjerne, men det er ikke så lett å se den på himmelen. Faktum er at Merkur, som er nær solen, alltid er synlig for oss ikke langt fra solskiven, og beveger seg bort fra den enten til venstre (mot øst), eller til høyre (mot vest) bare en kort stund. avstand som ikke overstiger 28 O. Derfor kan den bare sees på de dagene i året når den beveger seg bort fra Solen på størst avstand. La for eksempel Merkur bevege seg bort fra solen til venstre. Solen og alle lysene i deres daglige bevegelse svever over himmelen fra venstre til høyre. Derfor går først Solen ned, og litt over en time senere går Merkur ned, og vi må lete etter denne planeten lavt over den vestlige horisonten.
Bevegelse.
Merkur beveger seg rundt solen i en gjennomsnittlig avstand på 0,384 astronomiske enheter (58 millioner km) i en elliptisk bane med en stor eksentrisitet på e-0,206; ved perihel er avstanden til solen 46 millioner km, og ved aphel 70 millioner km. Planeten gjør en fullstendig bane rundt solen på tre jordmåneder eller 88 dager med en hastighet på 47,9 km/sek. Ved å bevege seg langs banen rundt solen roterer Merkur samtidig rundt sin akse slik at den samme halvdelen alltid vender mot solen. Dette betyr at det alltid er dag på den ene siden av Merkur, og natt på den andre. På 60-tallet Ved hjelp av radarobservasjoner ble det fastslått at Merkur roterer rundt sin akse i foroverretningen (dvs. som i banebevegelse) med en periode på 58,65 dager (i forhold til stjernene). Varigheten av en soldag på Merkur er 176 dager. Ekvator skråner 7° til baneplanet. Vinkelhastigheten til Merkurs aksiale rotasjon er 3/2 av banehastigheten og tilsvarer vinkelhastigheten for dens bevegelse i bane når planeten er i perihelium. Ut fra dette kan man anta at rotasjonshastigheten til Merkur skyldes tidevannskrefter fra Sola.
Atmosfære.
Kvikksølv har kanskje ingen atmosfære, selv om polarisering og spektrale observasjoner indikerer tilstedeværelsen av en svak atmosfære. Ved hjelp av Mariner 10 ble det slått fast at Mercury har et svært foreldet gassskal, hovedsakelig bestående av helium. Denne atmosfæren er i dynamisk likevekt: hvert heliumatom forblir i den i omtrent 200 dager, hvoretter den forlater planeten, og en annen partikkel fra solvindplasmaet tar sin plass. I tillegg til helium er det funnet en ubetydelig mengde hydrogen i atmosfæren til Merkur. Det er omtrent 50 ganger mindre enn helium.
Det viste seg også at Merkur har et svakt magnetfelt, hvis styrke bare er 0,7 % av jordens. Helningen til dipolaksen til rotasjonsaksen til Merkur er 12 0 (for jorden er den 11 0)
Trykket på planetens overflate er omtrent 500 milliarder ganger mindre enn på jordens overflate.
Temperatur.
Merkur er mye nærmere solen enn jorden. Derfor skinner solen på den og varmer 7 ganger sterkere enn vår. På dagsiden av Merkur er det fryktelig varmt, det er evig varme. Målinger viser at temperaturen der stiger til 400 O over null. Men på nattsiden skal det alltid være sterk frost, som trolig når 200 O og til og med 250 O under null. Det viser seg at den ene halvdelen er en varm steinørken, og den andre halvparten er en isete ørken, kanskje dekket med frosne gasser.
Flate.
Fra flyby-banen til romfartøyet Mariner 10 i 1974 ble over 40 % av overflaten til Merkur fotografert med en oppløsning på 4 mm til 100 m, noe som gjorde det mulig å se Merkur på omtrent samme måte som Månen i mørket fra jorden. Overfloden av kratere er det mest åpenbare trekk ved overflaten, som ved første inntrykk kan sammenlignes med månen.
Faktisk er morfologien til kratrene nær månens, deres støtopprinnelse er hevet over tvil: de fleste av dem har en definert skaft, spor etter utstøting av materiale knust under sammenstøtet, med dannelse i noen tilfeller av karakteristiske lyse stråler og et felt med sekundære kratere. I mange kratere er en sentral bakke og en terrassert struktur i den indre skråningen forskjellig. Det er interessant at ikke bare nesten alle store kratere med en diameter på over 40-70 km har slike egenskaper, men også et betydelig større antall mindre kratere, innenfor området 5-70 km (selvfølgelig snakker vi om godt -bevarte kratere her). Disse egenskapene kan tilskrives både den større kinetiske energien til kroppene som faller på overflaten, og til selve overflatematerialet.
Graden av erosjon og utjevning av kratere varierer. Generelt er Merkur-kratere mindre dype sammenlignet med månens, noe som også kan forklares med den større kinetiske energien til meteoritter på grunn av den større tyngdeakselerasjonen på Merkur enn på Månen. Derfor blir krateret som dannes ved støt mer effektivt fylt med det utkastede materialet. Av samme grunn ligger sekundære kratere nærmere det sentrale enn på Månen, og forekomster av knust materiale maskerer de primære relieffformene i mindre grad. Selve sekundærkratrene er dypere enn månekratrene, noe som igjen forklares med at fragmentene som faller til overflaten opplever større akselerasjon på grunn av tyngdekraften.
Akkurat som på Månen, avhengig av relieff, kan man skille dominerende ujevne "kontinentale" og mye jevnere "hav"-områder. De sistnevnte er hovedsakelig huler, som imidlertid er betydelig mindre enn på månen; størrelsen deres overstiger vanligvis ikke 400-600 km. I tillegg er enkelte bassenger dårlig å skille mot bakgrunnen av terrenget rundt. Unntaket er det nevnte enorme bassenget Canoris (varmehavet), omtrent 1300 km langt, som minner om det berømte regnhavet på månen.
I den dominerende kontinentale delen av overflaten til Merkur kan man skille mellom områder med kraftig krater, med størst grad av nedbrytning av kratere, og gamle interkraterplatåer som okkuperer enorme territorier, noe som indikerer utbredt eldgammel vulkanisme. Dette er de eldste bevarte landformene på planeten. De avrettede overflatene på kummene er åpenbart dekket med det tykkeste laget av knuste bergarter - regolit. Sammen med et lite antall kratere er det foldede rygger som minner om månen. Noen av de flate områdene i tilknytning til bassengene ble sannsynligvis dannet ved avsetning av materiale som ble kastet ut fra dem. Samtidig er det for de fleste slettene funnet sikre bevis for deres vulkanske opphav, men dette er vulkanisme av en senere dato enn på interkraterplatåene. Nøye undersøkelser avslører en annen mest interessante funksjonen, som kaster lys over historien om dannelsen av planeten. Vi snakker om karakteristiske spor av tektonisk aktivitet på global skala i form av spesifikke bratte avsatser, eller skrap. Skarpene varierer i lengde fra 20-500 km og skråningshøyder fra flere hundre meter til 1-2 km. I deres morfologi og geometri av plassering på overflaten, skiller de seg fra de vanlige tektoniske bruddene og forkastningene observert på Månen og Mars, og ble snarere dannet på grunn av støt, lag på grunn av spenning i overflatelaget som oppsto under kompresjonen av Merkur. . Dette er bevist av den horisontale forskyvningen av ryggene til noen kratere.
Noen av skarpene ble bombet og delvis ødelagt. Dette betyr at de ble dannet tidligere enn kratrene på overflaten. Basert på innsnevringen av erosjonen av disse kratrene, kan vi komme til den konklusjon at kompresjon av skorpen skjedde under dannelsen av "havet" for rundt 4 milliarder år siden. Den mest sannsynlige årsaken til kompresjonen bør tilsynelatende betraktes som begynnelsen på avkjølingen av Merkur. I følge en annen interessant antagelse fremsatt av en rekke eksperter, kan en alternativ mekanisme for den kraftige tektoniske aktiviteten til planeten i denne perioden være en tidevannsbremsing av planetens rotasjon med omtrent 175 ganger: fra den opprinnelig antatte verdien på omtrent 8 timer til 58,6 dager.
Venus.
Generell informasjon.
Venus er den nest nærmeste planeten til solen, nesten like stor som jorden, og massen er mer enn 80 % av jordens masse. Av disse grunnene kalles Venus noen ganger jordens tvilling eller søster. Imidlertid er overflaten og atmosfæren til disse to planetene helt forskjellige. På jorden er det elver, innsjøer, hav og atmosfæren vi puster inn. Venus er en brennende varm planet med en tykk atmosfære som ville være dødelig for mennesker. Gjennomsnittlig avstand fra Venus til Solen er 108,2 millioner km; den er nesten konstant, siden Venus bane er nærmere en sirkel enn planeten vår. Venus mottar mer enn dobbelt så mye lys og varme fra solen som jorden gjør. Likevel er Venus på skyggesiden dominert av frost på mer enn 20 minusgrader, siden solstrålene ikke når hit på veldig lenge. Planeten har en veldig tett, dyp og veldig overskyet atmosfære, noe som hindrer oss i å se overflaten av planeten. Atmosfæren (gassskallet) ble oppdaget av M.V. Lomonosov i 1761, som også viste likheten mellom Venus og Jorden. Planeten har ingen satellitter.
Bevegelse.
Venus har en nesten sirkulær bane (eksentrisitet 0,007), som den reiser rundt på 224,7 jorddøgn med en hastighet på 35 km/sek. i en avstand på 108,2 millioner km fra solen. Venus roterer rundt sin akse på 243 jorddager - den lengste tiden blant alle planetene. Rundt sin akse roterer Venus i motsatt retning, det vil si i motsatt retning av banebevegelsen. En slik langsom, og dessuten omvendt rotasjon, betyr at, sett fra Venus, stiger og går solen bare to ganger i året, siden en venusisk dag er lik 117 jorddøgn. Rotasjonsaksen til Venus er nesten vinkelrett på baneplanet (helling 3°), så det er ingen årstider - en dag er lik en annen, har samme varighet og samme vær. Denne værensartetheten forsterkes ytterligere av spesifisiteten til den venusiske atmosfæren - dens sterke drivhuseffekt. Dessuten har Venus, som månen, sine egne faser.
Temperatur.
Temperaturen er ca 750 K over hele overflaten både dag og natt. Årsaken til en så høy temperatur nær overflaten av Venus er drivhuseffekten: Solens stråler passerer relativt lett gjennom skyene i atmosfæren og varmer opp planetens overflate, men den termiske infrarøde strålingen fra selve overflaten går ut gjennom atmosfæren tilbake til verdensrommet med store vanskeligheter. På jorden, hvor mengden karbondioksid i atmosfæren er liten, øker den naturlige drivhuseffekten den globale temperaturen med 30°C, og på Venus øker den temperaturen med ytterligere 400°C. Ved å studere de fysiske konsekvensene av den sterkeste drivhuseffekten på Venus, har vi en god ide om resultatene som kan være et resultat av akkumulering av overskuddsvarme på jorden, forårsaket av den økende konsentrasjonen av karbondioksid i atmosfæren på grunn av forbrenningen. av fossilt brensel - kull og olje.
I 1970 kunne det første romfartøyet som ankom Venus bare tåle den intense varmen i omtrent én time, men det var akkurat lenge nok til å sende data tilbake til jorden om forholdene på overflaten.
Atmosfære.
Den mystiske atmosfæren til Venus har vært midtpunktet i et robotutforskningsprogram de siste to tiårene. De viktigste aspektene ved hennes forskning var luftmiljøets kjemiske sammensetning, vertikale struktur og dynamikk. Mye oppmerksomhet ble viet til skydekke, som spiller rollen som en uoverkommelig barriere for inntrengning av elektromagnetiske bølger i det optiske området i dypet av atmosfæren. Under TV-filming av Venus var det mulig å få et bilde av kun skydekket. Den ekstraordinære tørrheten i luften og dens fenomenale drivhuseffekt, på grunn av hvilken den faktiske temperaturen på overflaten og de nedre lagene i troposfæren viste seg å være mer enn 500 grader høyere enn den effektive (likevekt), var uforståelig.
Atmosfæren til Venus er ekstremt varm og tørr på grunn av drivhuseffekten. Det er et tett teppe av karbondioksid som holder på varmen som kommer fra solen. Som et resultat akkumuleres en stor mengde termisk energi. Trykket på overflaten er 90 bar (som i havet på jorden på 900 m dyp). Romskip må utformes for å tåle atmosfærens knusende, knusende kraft.
Atmosfæren til Venus består hovedsakelig av karbondioksid (CO 2) -97 %, som kan fungere som et slags teppe, som fanger solvarme, samt en liten mengde nitrogen (N 2) -2,0 %, vanndamp (H) 20) -0,05% og oksygen (O) -0,1%. Saltsyre (HCl) og flussyre (HF) ble funnet som mindre urenheter. Den totale mengden karbondioksid på Venus og Jorden er omtrent den samme. Bare på jorden er det bundet i sedimentære bergarter og delvis absorbert av vannmassene i havene, men på Venus er det hele konsentrert i atmosfæren. I løpet av dagen blir planetens overflate opplyst av diffust sollys med omtrent samme intensitet som på en overskyet dag på jorden. Mye lyn er sett på Venus om natten.
Venusskyene består av mikroskopiske dråper konsentrert svovelsyre (H 2 SO 4). Det øverste laget av skyer er 90 km unna overflaten, temperaturen der er omtrent 200 K; det nedre laget er på 30 km, temperaturen er ca 430 K. Enda lavere er det så varmt at det ikke er skyer. Selvfølgelig er det ikke flytende vann på overflaten av Venus. Atmosfæren til Venus på nivået av det øvre skylaget roterer i samme retning som planetens overflate, men mye raskere, og fullfører en revolusjon på 4 dager; dette fenomenet kalles superrotasjon, og det er ennå ikke funnet noen forklaring på det.
Flate.
Overflaten til Venus er dekket med hundretusenvis av vulkaner. Det er flere veldig store: 3 km høye og 500 km brede. Men de fleste vulkanene er 2-3 km på tvers og omtrent 100 m høye. Utstrømningen av lava på Venus tar mye lengre tid enn på jorden. Venus er for varmt for is, regn eller stormer, så det er ingen betydelig forvitring. Dette betyr at vulkaner og kratere nesten ikke har endret seg siden de ble dannet for millioner av år siden.
Venus er dekket med harde steiner. Varm lava sirkulerer under dem, og forårsaker spenninger i det tynne overflatelaget. Lava bryter stadig ut fra hull og sprekker i fast fjell. I tillegg avgir vulkaner hele tiden stråler av små dråper svovelsyre. Noen steder akkumuleres tykk lava, som gradvis siver, i form av enorme vannpytter opptil 25 km brede. Andre steder danner enorme lavabobler kupler på overflaten, som deretter kollapser.
På overflaten av Venus ble det oppdaget en stein rik på kalium, uran og thorium, som under terrestriske forhold tilsvarer sammensetningen ikke av primære vulkanske bergarter, men av sekundære bergarter som har gjennomgått eksogen prosessering. Andre steder inneholder overflaten grov pukk og blokkaktig materiale av mørke bergarter med en tetthet på 2,7-2,9 g/cm og andre elementer som er karakteristiske for basalt. Dermed viste overflatebergartene til Venus seg å være de samme som på Månen, Merkur og Mars, utbrudd av magmatiske bergarter av grunnleggende sammensetning.
Lite er kjent om den indre strukturen til Venus. Den har sannsynligvis en metallkjerne som opptar 50 % av radiusen. Men planeten har ikke et magnetfelt på grunn av dens veldig langsomme rotasjon.
Venus er på ingen måte den gjestfrie verden den en gang skulle være. Med sin atmosfære av karbondioksid, skyer av svovelsyre og forferdelig varme er den fullstendig uegnet for mennesker. Under vekten av denne informasjonen kollapset noen forhåpninger: tross alt, for mindre enn 20 år siden, betraktet mange forskere Venus som et mer lovende objekt for romutforskning enn Mars.
Jord.
Generell informasjon.
Jorden er den tredje planeten fra solen i solsystemet. Jordens form er nær en ellipsoide, flatet ved polene og strukket i ekvatorialsonen. Jordens gjennomsnittlige radius er 6371.032 km, polar - 6356.777 km, ekvatorial - 6378.160 km. Vekt - 5,976*1024 kg. Jordens gjennomsnittlige tetthet er 5518 kg/m³. Jordens overflate er 510,2 millioner km², hvorav omtrent 70,8 % er i verdenshavet. Hans gjennomsnittlig dybde ca 3,8 km, maksimum (Mariana Trench i Stillehavet) er 11,022 km; vannvolumet er 1370 millioner km³, gjennomsnittlig saltholdighet er 35 g/l. Land utgjør henholdsvis 29,2 % og utgjør seks kontinenter og øyer. Den stiger over havet med gjennomsnittlig 875 m; høyeste høyde (topp av Chomolungma i Himalaya) 8848 m. Fjell opptar over 1/3 av landoverflaten. Ørkener dekker omtrent 20 % av landoverflaten, savanner og skog – omtrent 20 %, skog – omtrent 30 %, isbreer – over 10 %. Over 10% av landet er okkupert av jordbruksland.
Jorden har bare én satellitt - månen.
Takket være dens unike, kanskje unike i universet naturlige forhold, Jorden ble stedet der organisk liv oppsto og utviklet seg. Av I følge moderne kosmogoniske ideer ble planeten dannet for omtrent 4,6 - 4,7 milliarder år siden fra en protoplanetarisk sky fanget av solens tyngdekraft. Dannelsen av de første, eldste av de studerte bergartene tok 100-200 millioner år. For rundt 3,5 milliarder år siden oppsto det gunstige forhold for livets fremvekst. Homo sapiens (Homo sapiens) som art dukket opp for omtrent en halv million år siden, og dannelsen av den moderne typen menneske dateres tilbake til tiden for tilbaketrekningen av den første isbreen, det vil si for rundt 40 tusen år siden.
Bevegelse.
Som andre planeter beveger den seg rundt solen i en elliptisk bane med en eksentrisitet på 0,017. Avstanden fra jorden til solen på forskjellige punkter i banen er ikke den samme. Gjennomsnittlig avstand er ca 149,6 millioner km. Når planeten vår beveger seg rundt solen, beveger planeten til jordens ekvator seg parallelt med seg selv på en slik måte at kloden i noen deler av banen er tilbøyelig mot solen med sin nordlige halvkule, og i andre - med sin sørlige halvkule. Revolusjonsperioden rundt solen er 365.256 dager, med en daglig rotasjon på 23 timer og 56 minutter. Jordens rotasjonsakse er plassert i en vinkel på 66,5º til planet for dens bevegelse rundt solen.
Atmosfære .
Jordens atmosfære består av 78 % nitrogen og 21 % oksygen (det er svært få andre gasser i atmosfæren); det er et resultat av lang utvikling under påvirkning av geologiske, kjemiske og biologiske prosesser. Det er mulig at jordens uratmosfære var rik på hydrogen, som så slapp unna. Avgassing av undergrunnen fylte atmosfæren med karbondioksid og vanndamp. Men dampen kondenserte i havene, og karbondioksidet ble fanget i karbonatbergarter. Dermed ble nitrogen værende i atmosfæren, og oksygen oppsto gradvis som et resultat av livsaktiviteten i biosfæren. Selv for 600 millioner år siden var oksygeninnholdet i luften 100 ganger lavere enn det er i dag.
Planeten vår er omgitt av en enorm atmosfære. I henhold til temperatur kan atmosfærens sammensetning og fysiske egenskaper deles inn i forskjellige lag. Troposfæren er regionen som ligger mellom jordens overflate og en høyde på 11 km. Dette er et ganske tykt og tett lag som inneholder mesteparten av vanndampen i luften. Nesten alle atmosfæriske fenomener som direkte interesserer jordens innbyggere finner sted i den. Troposfæren inneholder skyer, nedbør osv. Laget som skiller troposfæren fra det neste atmosfæriske laget, stratosfæren, kalles tropopausen. Dette er et område med svært lave temperaturer.
Sammensetningen av stratosfæren er den samme som troposfæren, men ozon dannes og konsentreres i den. Ionosfæren, det vil si det ioniserte luftlaget, dannes både i troposfæren og i lavere lag. Den reflekterer høyfrekvente radiobølger.
Atmosfærisk trykk på havoverflaten er omtrent 0,1 MPa under normale forhold. Det antas at jordens atmosfære har endret seg sterkt i evolusjonsprosessen: den har blitt beriket med oksygen og fått sin moderne sammensetning som et resultat av langvarig interaksjon med bergarter og med deltakelse av biosfæren, dvs. plante- og dyreorganismer . Bevis på at slike endringer faktisk har skjedd er for eksempel kullavsetninger og tykke lag av karbonatavsetninger i sedimentære bergarter, de inneholder enorme mengder karbon, som tidligere var en del av jordens atmosfære i form av karbondioksid og karbonmonoksid. Forskere tror at den eldgamle atmosfæren kom fra gassformige produkter fra vulkanutbrudd; dens sammensetning bedømmes ved kjemisk analyse av gassprøver "oppdratt" i hulrommene i eldgamle bergarter. De undersøkte prøvene, som er omtrent 3,5 milliarder år gamle, inneholder omtrent 60 % karbondioksid, og de resterende 40 % er svovelforbindelser, ammoniakk, hydrogenklorid og hydrogenfluorid. Nitrogen og inerte gasser ble funnet i små mengder. Alt oksygen var kjemisk bundet.
For biologiske prosesser på jorden er ozonosfæren av stor betydning - ozonlaget som ligger i en høyde på 12 til 50 km. Området over 50-80 km kalles ionosfæren. Atomer og molekyler i dette laget ioniseres intensivt under påvirkning av solstråling, spesielt ultrafiolett stråling. Hvis det ikke var for ozonlaget, ville strålingsstrømmer nå jordens overflate, og forårsake ødeleggelse av de levende organismene som eksisterer der. Til slutt, på avstander på mer enn 1000 km, er gassen så sjelden at kollisjoner mellom molekyler slutter å spille en betydelig rolle, og atomene er mer enn halvparten ionisert. I en høyde på omtrent 1,6 og 3,7 jordradier er det første og andre strålingsbelte.
Planetens struktur.
Hovedrollen i studiet av jordens indre struktur spilles av seismiske metoder basert på studiet av forplantningen i dens tykkelse av elastiske bølger (både langsgående og tverrgående) som oppstår under seismiske hendelser - under naturlige jordskjelv og som et resultat av eksplosjoner. Basert på disse studiene er jorden konvensjonelt delt inn i tre regioner: skorpen, mantelen og kjernen (i midten). Det ytre laget - skorpen - har en gjennomsnittlig tykkelse på ca 35 km. Hovedtypene av jordskorpen er kontinentale (kontinentale) og oseaniske; I overgangssonen fra kontinentet til havet utvikles en mellomtype skorpe. Tykkelsen på jordskorpen varierer over et ganske bredt område: havskorpen (som tar hensyn til vannlaget) er omtrent 10 km tykk, mens tykkelsen på kontinentalskorpen er titalls ganger større. Overflatesedimenter opptar et lag som er omtrent 2 km tykt. Under dem er et granittlag (på kontinenter er tykkelsen 20 km), og under er omtrent 14 km (på både kontinenter og hav) basaltlag (nedre skorpe). Tettheten i midten av jorden er omtrent 12,5 g/cm³. Gjennomsnittlig tetthet er: 2,6 g/cm³ - ved jordoverflaten, 2,67 g/cm³ - for granitt, 2,85 g/cm³ - for basalt.
Jordens mantel, også kalt silikatskallet, strekker seg til en dybde på omtrent 35 til 2885 km. Den er atskilt fra skorpen med en skarp grense (den såkalte Mohorovich-grensen), dypere enn hvilken hastighetene til både langsgående og tverrgående elastiske seismiske bølger, så vel som den mekaniske tettheten, øker brått. Tetthetene i mantelen øker med dybden fra ca. 3,3 til 9,7 g/cm³. I skorpen og (delvis) i mantelen er det omfattende litosfæriske plater. Deres sekulære bevegelser bestemmer ikke bare kontinentaldriften, noe som påvirker jordens utseende betydelig, men har også betydning for plasseringen av seismiske soner på planeten. En annen grense oppdaget med seismiske metoder (Gutenberg-grensen) - mellom mantelen og den ytre kjernen - ligger på 2775 km dyp. På den synker hastigheten til langsgående bølger fra 13,6 km/s (i mantelen) til 8,1 km/s (i kjernen), og hastigheten på tverrgående bølger synker fra 7,3 km/s til null. Det siste betyr at den ytre kjernen er flytende. I følge moderne konsepter består den ytre kjernen av svovel (12%) og jern (88%). Til slutt, på dyp større enn 5 120 km, avslører seismiske metoder tilstedeværelsen av en solid indre kjerne, som utgjør 1,7 % av jordens masse. Antagelig er det en jern-nikkel-legering (80 % Fe, 20 % Ni).
Jordens gravitasjonsfelt er beskrevet med høy nøyaktighet av Newtons lov om universell gravitasjon. Tyngdeakselerasjonen over jordens overflate bestemmes av både gravitasjons- og sentrifugalkrefter på grunn av jordens rotasjon. Tyngdeakselerasjonen på planetens overflate er 9,8 m/s².
Jorden har også magnetiske og elektriske felt. Magnetfeltet over jordoverflaten består av en konstant (eller skiftende ganske sakte) og en variabel del; sistnevnte tilskrives vanligvis variasjoner i magnetfeltet. Det magnetiske hovedfeltet har en struktur nær dipol. Jordens magnetiske dipolmoment, lik 7,98T10^25 SGSM-enheter, er rettet omtrent motsatt av den mekaniske, selv om for tiden de magnetiske polene er litt forskjøvet i forhold til de geografiske. Deres posisjon endres imidlertid over tid, og selv om disse endringene er ganske langsomme, over geologiske tidsperioder, i henhold til paleomagnetiske data, oppdages til og med magnetiske inversjoner, det vil si polaritetsvendinger. De magnetiske feltstyrkene ved de magnetiske nord- og sørpolene er henholdsvis 0,58 og 0,68 Oe, og ved den geomagnetiske ekvator - omtrent 0,4 Oe.
Det elektriske feltet over jordoverflaten har en gjennomsnittlig styrke på rundt 100 V/m og er rettet vertikalt nedover - dette er det såkalte klarværfeltet, men dette feltet opplever betydelige (både periodiske og uregelmessige) variasjoner.
Måne.
Månen er jordens naturlige satellitt og nærmest oss himmelsk kropp. Gjennomsnittlig avstand til månen er 384 000 kilometer, månens diameter er omtrent 3 476 km. Månens gjennomsnittlige tetthet er 3,347 g/cm³, eller omtrent 0,607 jordens gjennomsnittlige tetthet. Massen til satellitten er 73 billioner tonn. Tyngdeakselerasjonen på månens overflate er 1,623 m/s².
Månen beveger seg rundt jorden med en gjennomsnittshastighet på 1,02 km/sek i en omtrent elliptisk bane i samme retning som det store flertallet av andre kropper i solsystemet beveger seg i, det vil si mot klokken når man ser på månens bane fra Nordpolen. Revolusjonsperioden for Månen rundt Jorden, den såkalte sideriske måneden, er lik 27,321661 gjennomsnittsdager, men er utsatt for små svingninger og en veldig liten sekulær reduksjon.
Månens overflate, som ikke er beskyttet av atmosfæren, varmes opp til +110 °C om dagen og kjøles ned til -120 °C om natten, men som radioobservasjoner har vist, trenger disse enorme temperatursvingningene bare noen få desimeter inn. dyp på grunn av den ekstremt svake varmeledningsevnen til overflatelagene.
Relieffet av måneoverflaten ble i hovedsak avklart som et resultat av mange års teleskopiske observasjoner. "Månehavet", som okkuperer omtrent 40 % av Månens synlige overflate, er flate lavland krysset av sprekker og lave svingete rygger; Det er relativt få store kratere i havet. Mange hav er omgitt av konsentriske ringrygger. Den gjenværende, lettere overflaten er dekket med mange kratere, ringformede rygger, riller og så videre.
Mars.
Generell informasjon.
Mars er den fjerde planeten i solsystemet. Mars - fra det greske "Mas" - mannlig makt - krigsguden. I henhold til sine grunnleggende fysiske egenskaper tilhører Mars de jordiske planetene. I diameter er den nesten halvparten så stor som Jorden og Venus. Gjennomsnittlig avstand fra solen er 1,52 AU. Ekvatorialradius er 3380 km. Gjennomsnittlig tetthet på planeten er 3950 kg/m³. Mars har to satellitter - Phobos og Deimos.
Atmosfære.
Planeten er innhyllet i et gassformet skall – en atmosfære som har lavere tetthet enn jordens. Selv i dype depresjoner På Mars, der atmosfærisk trykk er størst, er det omtrent 100 ganger mindre enn ved jordoverflaten, og på nivå med fjelltopper i Mars er det 500-1000 ganger mindre. Sammensetningen ligner Venus-atmosfæren og inneholder 95,3 % karbondioksid med en blanding av 2,7 % nitrogen, 1,6 % argon, 0,07 % karbonmonoksid, 0,13 % oksygen og ca. 0,03 % vanndamp, innholdet som endres, samt tilsetninger av neon, krypton, xenon.
Gjennomsnittstemperaturen på Mars er betydelig lavere enn på jorden, ca -40° C. Under de mest gunstige forholdene om sommeren, på daghalvdelen av planeten, varmes luften opp til 20° C - en helt akseptabel temperatur for innbyggerne av jorden. Men på en vinternatt kan frost nå -125° C. Slike plutselige temperaturendringer er forårsaket av at den tynne atmosfæren på Mars ikke klarer å holde på varmen i lang tid.
Sterke vinder blåser ofte over planetens overflate, hvis hastighet når 100 m/s. Lav tyngdekraft gjør at selv tynne luftstrømmer kan reise enorme støvskyer. Noen ganger er ganske store områder på Mars dekket av enorme støvstormer. En global støvstorm raste fra september 1971 til januar 1972, og løftet rundt en milliard tonn støv opp i atmosfæren til en høyde på mer enn 10 km.
Det er svært lite vanndamp i atmosfæren på Mars, men ved lavt trykk og temperatur er den i en tilstand nær metning og samler seg ofte i skyer. Marsskyer er ganske lite uttrykksløse sammenlignet med terrestriske, selv om de har en rekke former og typer: cirrus, bølgete, le (nær store fjell og under skråningene til store kratere, på steder beskyttet mot vinden). Det er ofte tåke over lavlandet, kløfter, daler og i bunnen av kratere på kalde tider på dagen.
Som vist av fotografier fra de amerikanske landingsstasjonene Viking 1 og Viking 2, har marshimmelen i klart vær en rosa farge, noe som forklares av spredningen av sollys på støvpartikler og belysningen av disen av den oransje overflaten av planeten. . I fravær av skyer er gassskallet på Mars mye mer gjennomsiktig enn jordens, inkludert for ultrafiolette stråler, som er farlige for levende organismer.
Årstider.
En soldag på Mars varer i 24 timer og 39 minutter. 35 s. Den betydelige hellingen av ekvator til orbitalplanet fører til det faktum at i noen deler av banen er overveiende de nordlige breddegradene til Mars opplyst og oppvarmet av solen, mens i andre - de sørlige, dvs. en endring av årstidene inntreffer. Marsåret varer i omtrent 686,9 dager. Årstidsskiftet på Mars skjer på samme måte som på jorden. Sesongmessige endringer er mest uttalt i polarområdene. Om vinteren opptar polarhettene et betydelig område. Grensen til den nordlige polkappen kan bevege seg bort fra polen med en tredjedel av avstanden fra ekvator, og grensen til den sørlige hetten dekker halvparten av denne avstanden. Denne forskjellen er forårsaket av det faktum at vinteren på den nordlige halvkule oppstår når Mars passerer gjennom perihelium av sin bane, og på den sørlige halvkule når den passerer gjennom aphelion. På grunn av dette er vinteren på den sørlige halvkule kaldere enn på den nordlige halvkule. Elliptisiteten til Mars-banen fører til betydelige forskjeller i klimaet på den nordlige og sørlige halvkule: på de midtre breddegrader er vintrene kaldere og somrene varmere enn på den sørlige, men kortere enn på den nordlige. Når sommeren begynner på den nordlige. halvkule av Mars, den nordlige polarhetten avtar raskt, men på dette tidspunktet vokser en annen - nær sørpolen, hvor vinteren kommer. På slutten av 1800- og begynnelsen av 1900-tallet trodde man at polhettene på Mars var isbreer og snø. I følge moderne data består begge polkappene på planeten - nordlige og sørlige - av fast karbondioksid, dvs. tørris, som dannes når karbondioksid, som er en del av Mars-atmosfæren, fryser, og vannis blandet med mineralstøv .
Planetens struktur.
På grunn av den lave massen er tyngdekraften på Mars nesten tre ganger lavere enn på jorden. For tiden har strukturen til gravitasjonsfeltet til Mars blitt studert i detalj. Det indikerer et lite avvik fra den jevne fordelingen av tetthet på planeten. Kjernen kan ha en radius på opptil halvparten av planetens radius. Tilsynelatende består det av rent jern eller en legering av Fe-FeS (jern-jernsulfid) og muligens hydrogen oppløst i dem. Tilsynelatende er kjernen til Mars delvis eller helt flytende.
Mars skal ha en tykk skorpe 70-100 km tykk. Mellom kjernen og skorpen er det en silikatmantel anriket på jern. Røde jernoksider i overflatebergarter bestemmer fargen på planeten. Nå fortsetter Mars å avkjøles.
Planetens seismiske aktivitet er svak.
Flate.
Overflaten til Mars, ved første øyekast, ligner månen. Imidlertid er lettelsen i virkeligheten veldig mangfoldig. I løpet av Mars' lange geologiske historie har overflaten blitt endret av vulkanutbrudd og marsskjelv. Dype arr i ansiktet til krigsguden ble etterlatt av meteoritter, vind, vann og is.
Planetens overflate består av to kontrasterende deler: eldgamle høyland som dekker den sørlige halvkule, og yngre sletter konsentrert på nordlige breddegrader. I tillegg skiller to store vulkanske regioner seg ut - Elysium og Tharsis. Høydeforskjellen mellom fjell- og lavlandsområdene når 6 km. Hvorfor ulike områder skiller seg så mye fra hverandre er fortsatt uklart. Kanskje denne divisjonen er assosiert med en svært langvarig katastrofe - fallet av en stor asteroide på Mars.
Høyfjellsdelen har bevart spor etter aktivt meteorittbombardement som fant sted for rundt 4 milliarder år siden. Meteorkratere dekker 2/3 av planetens overflate. Det er nesten like mange av dem på det gamle høylandet som på Månen. Men mange marskratere klarte å "miste formen" på grunn av forvitring. Noen av dem ble tilsynelatende en gang vasket bort av vannstrømmer. De nordlige slettene ser helt annerledes ut. For 4 milliarder år siden var det mange meteorittkratere på dem, men så slettet den katastrofale hendelsen, som allerede er nevnt, dem fra 1/3 av planetens overflate og dens relieff i dette området begynte å danne seg på nytt. Enkelte meteoritter falt der senere, men generelt er det få nedslagskratre i nord.
Utseendet til denne halvkulen ble bestemt av vulkansk aktivitet. Noen av slettene er fullstendig dekket av eldgamle magmatiske bergarter. Strømmer av flytende lava spredte seg over overflaten, størknet, og nye bekker strømmet langs dem. Disse forsteinede "elvene" er konsentrert rundt store vulkaner. I endene av lava-tunger observeres strukturer som ligner på terrestriske sedimentære bergarter. Sannsynligvis, når varme magmatiske masser smeltet lag av underjordisk is, dannet det seg ganske store vannmasser på overflaten av Mars, som gradvis tørket opp. Samspillet mellom lava og underjordisk is førte også til at det dukket opp en rekke riller og sprekker. I lavtliggende områder langt fra vulkaner nordlige halvkule sanddyner strekker seg ut. Det er spesielt mange av dem nær den nordlige polarhetten.
Overfloden av vulkanske landskap indikerer at Mars i den fjerne fortiden opplevde ganske turbulent geologisk epoke, mest sannsynlig endte det for omtrent en milliard år siden. De mest aktive prosessene skjedde i regionene Elysium og Tharsis. På en gang ble de bokstavelig talt presset ut av Mars' tarmer og stiger nå over overflaten i form av enorme hevelser: Elysium er 5 km høyt, Tharsis er 10 km høyt. Tallrike forkastninger, sprekker og rygger er konsentrert rundt disse hevelsene - spor etter eldgamle prosesser i Mars-skorpen. Det mest ambisiøse systemet med kløfter, flere kilometer dype, Valles Marineris, begynner på toppen av Tharsis-fjellene og strekker seg 4 tusen kilometer mot øst. I den sentrale delen av dalen når dens bredde flere hundre kilometer. Tidligere, da Mars atmosfære var tettere, kunne vann strømme inn i kløftene og skape dype innsjøer i dem.
Vulkanene på Mars er eksepsjonelle fenomener etter jordiske standarder. Men selv blant dem skiller Olympus-vulkanen, som ligger nordvest i Tharsis-fjellene, seg ut. Diameteren på bunnen av dette fjellet når 550 km, og høyden er 27 km, dvs. den er tre ganger større enn Everest, høyeste topp Jord. Olympus er kronet med et enormt 60 kilometer langt krater. En annen vulkan, Alba, er oppdaget øst for den høyeste delen av Tharsis-fjellene. Selv om den ikke kan konkurrere med Olympus i høyden, er basediameteren nesten tre ganger større.
Disse vulkanske kjeglene var et resultat av stille utstrømninger av svært flytende lava, lik sammensetningen av lavaen til jordiske vulkaner Hawaii-øyene. Spor av vulkansk aske i skråningene til andre fjell tyder på at det noen ganger har skjedd katastrofale utbrudd på Mars.
Tidligere spilte rennende vann en stor rolle i dannelsen av Mars-topografien. På de første stadiene av studien så Mars ut for astronomene til å være en ørken og vannløs planet, men da overflaten til Mars ble fotografert på nært hold, viste det seg at i det gamle høylandet var det ofte sluker som så ut til å ha blitt igjen. ved rennende vann. Noen av dem ser ut som om de ble brutt gjennom av stormfulle, brusende bekker for mange år siden. Noen ganger strekker de seg over mange hundre kilometer. Noen av disse "strømmene" er ganske gamle. Andre daler ligner veldig på sengene til rolige jordiske elver. De skylder sannsynligvis utseendet sitt til smeltingen av underjordisk is.
Noe tilleggsinformasjon om Mars kan fås ved indirekte metoder basert på studier av dens naturlige satellitter - Phobos og Deimos.
Satellitter på Mars.
Månene til Mars ble oppdaget 11. og 17. august 1877 under den store motstanden av den amerikanske astronomen Asaph Hall. Satellittene har fått navnene sine fra gresk mytologi: Phobos og Deimos - sønnene til Ares (Mars) og Afrodite (Venus), fulgte alltid faren deres. Oversatt fra gresk betyr "phobos" "frykt", og "deimos" betyr "skrekk".
Phobos. Deimos.
Begge Mars-satellittene beveger seg nesten nøyaktig i planet til planetens ekvator. Ved hjelp av romfartøyer har det blitt fastslått at Phobos og Deimos har en uregelmessig form og i sin baneposisjon forblir de alltid vendt mot planeten med samme side. Dimensjonene til Phobos er omtrent 27 km, og Deimos er omtrent 15 km. Overflaten til Mars' måner består av svært mørke mineraler og er dekket av mange kratere. En av dem, på Phobos, har en diameter på omtrent 5,3 km. Kratrene ble sannsynligvis skapt av meteorittbombardement; opprinnelsen til systemet med parallelle riller er ukjent. Vinkelhastigheten til Phobos sin banebevegelse er så høy at den når den overtar planetens aksiale rotasjon, stiger, i motsetning til andre armaturer, i vest, og setter seg i øst.
Jakten på liv på Mars.
I lang tid har det vært søkt etter former for utenomjordisk liv på Mars. Når du utforsker planeten romfartøy serien "Viking" ble utført tre komplekse biologiske eksperimenter: pyrolysedekomponering, gassutveksling, etikettnedbrytning. De er basert på erfaringen med å studere jordelivet. Pvar basert på å bestemme prosessene for fotosyntese som involverte karbon, tagnedbrytningseksperimentet var basert på antakelsen om at vann var nødvendig for eksistens, og gassutvekslingseksperimentet tok hensyn til at livet på mars måtte bruke vann som løsningsmiddel. Selv om alle de tre biologiske eksperimentene ga positive resultater, er de sannsynligvis ikke-biologiske av natur og kan forklares av uorganiske reaksjoner av næringsløsningen med et stoff av marsopprinnelse. Så vi kan oppsummere at Mars er en planet som ikke har forutsetningene for fremveksten av liv.
Konklusjon
Vi møtte nåværende situasjon planeten vår og planetene til den terrestriske gruppen. Fremtiden til planeten vår, og faktisk hele planetsystemet, hvis ikke noe uventet skjer, virker klar. Sannsynligheten for at den etablerte rekkefølgen for planetarisk bevegelse vil bli forstyrret av en eller annen vandrende stjerne er liten, selv innen noen få milliarder år. I nær fremtid kan vi ikke forvente store endringer i strømmen av solenergi. Det er sannsynlig at istider kan gjenta seg. En person kan endre klimaet, men ved å gjøre det kan han gjøre en feil. Kontinenter vil stige og falle i påfølgende tidsepoker, men vi håper at prosessene vil skje sakte. Massive meteorittnedslag er mulig fra tid til annen.
Men i utgangspunktet vil solsystemet beholde sitt moderne utseende.
Plan.
1. Introduksjon.
2. Kvikksølv.
3. Venus.
6. Konklusjon.
7. Litteratur.
Planeten Merkur.
Merkurs overflate.
Planeten Venus.
Overflaten til Venus.
Planeten jorden.
Bakkeoverflate.
Planeten Mars.
Overflaten til Mars.
Den terrestriske gruppen av planeter er nærmest Solen. Den består av metall- eller silikatbergart, og det er derfor en slik planet kalles steinete eller tellurisk. Den terrestriske planeten ligger inne i solsystemet. En slik planet kalles terrestrisk fordi den inneholder elementer som minner om planeten Jorden. Og den fikk til og med navnet sitt fra latin " Terra "- oversatt betyr "jord".
Mens gassgigantiske planeter er sammensatt av ulike typer vann, helium og hydrogen, som kan omdannes til en rekke fysiske tilstander, har den terrestriske gruppen av planeter en utelukkende fast overflate. Disse planetene er inkludert i samme gruppe på grunn av likheten i strukturen deres: inne har de en metallisk kjerne, som er jern, og denne kjernen er omgitt av en spesiell silikatmantel. Og også disse planetene er kombinert i en gruppe, siden hver av dem har jordiske komponenter, som inkluderer vulkaner, fjell, kløfter og andre.
Den terrestriske gruppen av planeter har en ukomprimert tetthet lik null trykk av den gjennomsnittlige tettheten av materie på en hvilken som helst planet. Men siden kompresjon i planetkjerner kan øke dens tetthet, kan den reelle gjennomsnittlige tettheten og ukomprimert tetthet variere. Forskere bestemmer gjennomsnittlig tetthet for hver terrestrisk planet separat, fordi beregningen av tetthet avhenger av størrelsen og hva som er inkludert i sammensetningen.
Det er ingen måte å vite hvor mye det faktisk var terrestriske planeter da solsystemet begynte å dannes. Kanskje ble de utvist fra de fire planetene, eller slått sammen (kombinert) med hverandre. Selve planettåken omorganiserte seg selv, og det var fire slike planeter - Mars, Merkur, Venus og selvfølgelig jorden selv.
Funksjoner av jordiske planeter
Mars
Denne planeten er halve jorden og den fjerde fra solen. Den har nesten ingen atmosfære, bare karbondioksid, og er den kaldeste (fra 00 grader til minus 113C). En dag på Mars er identisk med den på jorden, men året er lengre - 687 dager. Det er ingen væsker på Mars, det er iskapper av gass og frossent vann. Mars er kjent for sine vulkaner, kratere og to satellitter - Deimos og Phobos.
Merkur
Den er nærmest solen og den minste i størrelse av alle fire. Den er litt større enn månen. Overflaten til Merkur er strødd med nedslagskratere som har satt spor på seg. Dette skjedde på grunn av fraværet (eller ubetydelig tilstedeværelse) av atmosfæren. Temperaturen på Mercury er utenfor listene, med et stort område fra 4270 til minus 173C. Dette skiller den fra andre planeter. Temperaturområdet øker/minker avhengig av plasseringen mot solen (høyt på motsiden, lavt på den ikke-vendte siden). Du kan snu solen på 88 dager. Dette er mulig på grunn av sin svært nære beliggenhet (46 millioner kilometer). Det er merkelig at planeten er veldig treg og en dag er det lik 59 jorddøgn.
Venus
Denne planeten er nesten en analog av jorden (tetthet, størrelse, struktur). Det er svovelsyre tilstede i skyene og karbondioksid. Selv om Venus ikke er i nærheten av solen, i motsetning til Merkur, er den varmest (4500C). Venus er kjent for sin retrograde rotasjon: vest - solen står opp, øst - den går ned. En dag på Venus er veldig lang og består av 243 jorddager. Og et år varer i 225 dager. Venus er vakker og presenterer seg selv lyst, og fremstår som morgenstjernen.
Jord
Den er bare den femte største i solsystemets planetariske tåke og den tredje fra selve solen. Blant alle planetene er det den eneste bebodde. Ved å ha den flytende tilstanden til vann, fødte den liv. Vi puster inn luft som bare er 28 prosent oksygen, resten er nitrogen og én prosent argon og karbondioksid. Den beboelige planetens årstider varierer på grunn av dens 23-graders vertikale tilt. Et år er 365 dager og et døgn er 24 timer.