Tetthet av jordiske planeter. Presentasjon av "jordiske planeter"

Planeter terrestrisk gruppe– Merkur, Venus, Jorden og Mars skiller seg fra de gigantiske planetene i sine mindre størrelser og lavere masse. De beveger seg inne i beltet til mindre planeter. Innenfor samme gruppe er planeter like i fysiske egenskaper som tetthet, størrelse kjemisk oppbygning, men den ene gruppen skiller seg kraftig fra den andre. Hver planet har sine egne unike egenskaper

Merkur er planeten nærmest Solen i solsystemet. Ligger i en avstand på 58 millioner km fra solen. Den fullfører en hel revolusjon på himmelen på 88 dager. På grunn av sin nærhet til solen og den lille tilsynelatende størrelsen, har Merkur lenge vært en lite studert planet. Først i 1965, takket være bruken av radar, ble rotasjonsperioden til Merkur rundt sin akse målt, som viste seg å være lik 58,65 dager, dvs. 2/3 av revolusjonen rundt solen. Denne rotasjonen er dynamisk stabil. En soldag på Merkur varer i 176 dager. Merkurs rotasjonsakse er nesten vinkelrett på planet for dens bane. Som radioobservasjoner antydet, når temperaturen på overflaten av Merkur ved punktet der solen er i senit 620 K. Temperaturen på natthalvkulen er omtrent 110 K. Ved hjelp av radioobservasjoner var det mulig å bestemme de termiske egenskapene til det ytre laget av planeten, som viste seg å være nær egenskapene til fint knuste bergarter av måneregolitten. Årsaken til denne tilstanden til bergartene er tilsynelatende de kontinuerlige nedslagene av meteoritter, nesten ikke svekket av den forsjeldne atmosfæren til Merkur.

Fotografering av overflaten til Mercury av det amerikanske romfartøyet Mariner 10 i 1974-1975. viste at planeten ligner månen i utseende. Overflaten er strødd med kratere av forskjellige størrelser, og deres fordeling etter diameter er lik fordelingen av kratere på Månen. Dette antyder at de ble dannet som et resultat av intense meteorittbombardementer for milliarder av år siden under de tidlige stadiene av planetens utvikling. Det er kratere med lysstråler, med og uten sentrale åser, med mørk og lys bunn, med skarpe konturer av sjakter (unge) og falleferdige (gamle). Det er oppdaget daler som ligner den berømte alpendalen på månen, glatte runde sletter kalt bassenger. Den største av dem - Caloris - har en diameter på 1300 km. Tilstedeværelsen av mørk materie i bassenger og lavafylte kratere indikerer at planeten i den første perioden av sin eksistens opplevde sterk oppvarming, etterfulgt av en eller flere epoker med intens vulkanisme. Atmosfæren til Merkur er veldig tynn sammenlignet med jordens atmosfære.

I følge data hentet fra Mariner 10 overstiger ikke tettheten tettheten til jordens atmosfære i en høyde av 620 km. Små mengder hydrogen, helium og oksygen ble funnet i atmosfæren; noen inerte gasser, som argon og neon, er også tilstede. Slike gasser kan frigjøres som følge av nedbrytning av radioaktive stoffer som utgjør planetens jord. Det er oppdaget et svakt magnetfelt, hvis intensitet er mindre enn jordens og større enn Mars. Det interplanetariske magnetfeltet, som samhandler med kjernen til Merkur, kan skape elektriske strømmer i det. Disse strømmene, så vel som bevegelsen av ladninger i ionosfæren, som er svakere på Merkur sammenlignet med jordens, kan opprettholde planetens magnetfelt. I samspill med solvinden (se Stråling fra solen), skaper den en magnetosfære. Den gjennomsnittlige tettheten til Merkur er betydelig høyere enn månens og er nesten lik jordens gjennomsnittlige tetthet. Det antas at Merkur har et tykt silikatskall (500 - 600 km), og de resterende 50% av volumet er okkupert av en jernholdig kjerne. Livet på Merkur kan ikke eksistere på grunn av svært høye dagtemperaturer og mangel på flytende vann. Merkur har ingen satellitter

Venus er den andre planeten i solsystemet når det gjelder avstand fra solen og den nærmeste planeten til jorden. Gjennomsnittlig avstand fra solen er 108 millioner km. Revolusjonsperioden rundt den er 225 dager. Under underordnede konjunksjoner kan den nærme seg jorden opptil 40 millioner km, dvs. nærmere enn noen annen stor planet i solsystemet. Den synodiske perioden (fra en underordnet forbindelse til en annen) er 584 dager. Venus er den lyseste lyskilden på himmelen etter sola og månen. Kjent for folk siden antikken. Diameteren til Venus er 12 100 km. (95 % av jordens diameter), masse 81,5 % av jordens masse eller 1: 408 400 av solens masse, gjennomsnittlig tetthet 5,2 g/cm, overflatetyngdeakselerasjon 8,6 m/s (90 % av jordens). Rotasjonsperioden til Venus kunne ikke fastslås på lenge på grunn av den tette atmosfæren og skylaget som omslutter denne planeten. Bare ved hjelp av radar slo de fast at det er lik 243,2 dager, og Venus roterer i motsatt retning sammenlignet med Jorden og andre planeter. Helningen til Venus' rotasjonsakse til baneplanet er nesten 90 50 0. Eksistensen av en atmosfære av Venus ble oppdaget i 1761 av M. V. Lomonosov mens han observerte dens passasje over solskiven.

På 1900-tallet, ved hjelp av spektrale studier, ble karbondioksid funnet i atmosfæren til Venus, som viste seg å være hovedgassen i atmosfæren. I følge de sovjetiske interplanetære stasjonene i Venus-serien utgjør karbondioksid 97% av den totale sammensetningen av atmosfæren til Venus. Det inkluderer også ca. 2 % nitrogen og inerte gasser, ikke mer enn 0,1 % oksygen og små mengder karbonmonoksid, hydrogenkrom og hydrogenfluorid. I tillegg inneholder atmosfæren omtrent 0,1 % vanndamp. Karbondioksid og vanndamp skaper en drivhuseffekt i atmosfæren til Venus, noe som fører til en sterk oppvarming av planeten. Grunnen til dette er at begge kulene intensivt absorberer infrarøde (varme) stråler som sendes ut av den oppvarmede overflaten til Venus. Temperaturen når omtrent 500 C. Skylaget til Venus, som skjuler overflaten for oss, som etablert av Venus-seriens stasjoner, ligger i en høyde på 49-68 km over overflaten, og dens tetthet ligner en lett tåke.

Men den store utstrekningen av skylaget gjør det helt ugjennomsiktig for en jordisk observatør. Det antas at skyene består av dråper av en hydrogenløsning av svovelsyre. Belysningen på overflaten på dagtid ligner den på bakken på en overskyet dag. Fra verdensrommet ser Venus-skyene ut som et system av striper, vanligvis plassert parallelt med planetens ekvator, men noen ganger danner de detaljer som ble lagt merke til fra Jorden, noe som gjorde det mulig å etablere en cirka 4-dagers periode med rotasjon av skylaget. Denne fire-dagers rotasjonen er bekreftet av romfartøy og forklares av tilstedeværelsen av konstante vinder på skynivået, som blåser i retning av planetens rotasjon med en hastighet på omtrent 100 m/s. Atmosfærisk trykk på overflaten av Venus er omtrent 9 MPa, og tettheten er 35 ganger høyere enn tettheten til jordens atmosfære. Mengden karbondioksid i atmosfæren til Venus er 400 tusen ganger større enn i jordens atmosfære. Årsaken til dette er sannsynligvis intens vulkansk aktivitet, og i tillegg fraværet på planeten av de to viktigste karbondioksidene i havet med plankton og vegetasjon.

De øverste lagene i Venus atmosfære består utelukkende av hydrogen. Hydrogenatmosfæren strekker seg til en høyde på 5500 km. Radar gjorde det mulig å studere relieffet til Venus, usynlig på grunn av skyene. I nær-ekvatorialsonen ble det oppdaget mer enn 10 ringstrukturer som ligner på månens og Merkurs kratere, med en diameter på 35 til 150 km, men svært jevne og flate. Et brudd på 1500 km langt og 150 km bredt er oppdaget i jordskorpen. og en dybde på ca. 2 km., fjellkjeder, en vulkan med en basediameter på 300-400 km. og ca 1 km høy, et enormt basseng med en lengde på 1500 km. fra nord til sør og 1000 km. fra vest til øst. De interplanetariske stasjonene "Venera-9" og "Venera-10" gjorde det mulig å studere relieffet til 55 regioner av planeten fra banene til kunstige Venus-satellitter; Samtidig ble det oppdaget fjellområder med en høydeforskjell på 2-3 km, samt relativt flate områder. Overflaten til Venus er relativt jevnere enn månens overflate. En analyse av Venus natur og overflate kan være av stor betydning for å konstruere en teori om utviklingen av alle planeter i solsystemet, inkludert vår jord. Venus har ingen satellitter

Jorden er en av planetene i solsystemet. Som andre planeter beveger den seg rundt solen i en elliptisk bane. 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 planet til jordens ekvator (skrå mot banens plan i en vinkel på 23 27") seg parallelt med seg selv på en slik måte at kloden i noen deler av banen skråner mot Solen med sin nordlige halvkule, og i andre - med sin sørlige halvkule. For det meste opptar Verdenshavet opptil 71 % av jordens overflate. Gjennomsnittlig dybde Verdenshavet er 3900 m. Eksistensen av sedimentære bergarter hvis alder overstiger 3,5 milliarder år tjener som bevis på eksistensen av enorme vannmasser på jorden allerede i den fjerne tiden. På moderne kontinenter er sletter, hovedsakelig lavtliggende, vanligere, og fjell - spesielt høye - okkuperer en liten del av planetens overflate, så vel som dyphavsdepresjoner i havene. Jordens form er som kjent nær sfærisk, men med mer detaljerte målinger viser den seg å være veldig kompleks, selv om vi skisserer den med en flat havoverflate (ikke forvrengt av tidevann, vind, strømmer) og betinget videreføring av denne overflaten under kontinentene.

Uregelmessighetene opprettholdes av den ujevne massefordelingen i jordens indre. Denne overflaten kalles en geoide. Geoiden (med en nøyaktighet i størrelsesorden hundrevis av meter) faller sammen med rotasjonsellipsoiden, hvis ekvatorialradius er 6378 km, og polarradiusen er 21,38 km. mindre enn ekvatorial. Forskjellen i disse radiene oppsto på grunn av sentrifugalkraften skapt av jordens daglige rotasjon. Den daglige rotasjonen av kloden skjer med en nesten konstant vinkelhastighet med en periode på 23 timer og 56 minutter. 4,1 s. de. for én siderisk dag, hvor antallet i et år er nøyaktig én dag mer enn soldøgn. Jordens rotasjonsakse er rettet mot den nordlige enden omtrent til stjernen alfa Ursa Minor, som derfor kalles Nordstjernen. En av egenskapene til jorden er dens magnetiske felt, takket være at vi kan bruke et kompass. Jordens magnetiske pol, som nordenden av kompassnålen trekkes til, faller ikke sammen med den geografiske nordpolen. Under påvirkning av solvinden (se Stråling fra solen) blir jordens magnetfelt forvrengt og får et "spor" i retning fra solen, som strekker seg over hundretusenvis av kilometer. Planeten vår er omgitt av en enorm atmosfære. Hovedgassene som utgjør de nedre lagene av atmosfæren er nitrogen (ca. 78%), oksygen (ca. 21%) og argon (ca. 1%). Det er svært få andre gasser i jordens atmosfære, for eksempel er karbondioksid omtrent 0,03 %.

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 langsiktig interaksjon med bergarter og med deltakelsen av biosfæren, dvs. plante- og dyreorganismer. Bevis for at slike endringer faktisk har skjedd, er for eksempel gitt av 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 er bedømt ved kjemisk analyse av gassprøver "innebygd" 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.

Det ble funnet en liten mengde nitrogen og inerte gasser. Alt oksygen var kjemisk bundet. En av de viktigste oppgavene til moderne jordvitenskap er studiet av utviklingen av atmosfæren, overflaten og de ytre lagene på jorden, så vel som den indre strukturen til dens indre. Jordens indre struktur er først og fremst bedømt av egenskapene til passasjen av mekaniske vibrasjoner gjennom de forskjellige lagene av jorden som oppstår under jordskjelv eller eksplosjoner. Verdifull informasjon er også gitt av målinger av størrelsen på varmestrømmen som kommer fra dypet, resultatene av bestemmelsene av den totale massen, treghetsmomentet og polar kompresjon av planeten vår. Jordens masse er funnet fra eksperimentelle målinger av den fysiske tyngdekraftens konstant og tyngdeakselerasjon

Jordens solide skall kalles litosfæren. Det kan sammenlignes med et skall som dekker hele jordens overflate. Men dette "skallet" ser ut til å ha sprukket i stykker og består av flere store litosfæriske plater, sakte beveger den ene i forhold til den andre. Det overveldende antallet jordskjelv er konsentrert langs deres grenser. Øverste laget litosfæren er jordskorpen, mineralene som hovedsakelig består av silisium- og aluminiumoksider, jernoksider og alkalimetaller. Jordskorpen har en ujevn tykkelse: 35-65 km. på kontinenter og 6-8 km. under havbunnen. Øverste laget jordskorpen består av sedimentære bergarter, den nederste er laget av basalt. Mellom dem er det et lag med granitt, kun karakteristisk for kontinentalskorpen. Under skorpen ligger den såkalte mantelen, som har en annen kjemisk sammensetning og større tetthet. Grensen mellom skorpen og mantelen kalles Mohorovicic-overflaten. I den øker forplantningshastigheten til seismiske bølger brått. På en dybde på 120-250 km under kontinentene og 60-400 km. Under havet ligger et mantellag kalt astenosfæren. Her er stoffet i en tilstand nær smelting, dets viskositet er sterkt redusert. Alle litosfæriske plater ser ut til å flyte i en halvflytende astenosfære, som isflak i vann.

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.

Kreneva Evgenia

Verket beskriver planetene som tilhører den terrestriske gruppen. Forholdene på disse planetene, deres fellestrekk, samt egenskapene til hver planet vurderes.

Nedlasting:

Forhåndsvisning:

For å bruke forhåndsvisninger av presentasjoner, opprett en Google-konto og logg på den: https://accounts.google.com

Lysbildetekster:

TERRESTRISKE PLANETTER Presentasjon om astronomi Utarbeidet av 11. klasse elev Kreneva Evgenia GBOU Secondary School nr. 8, Moskva

SOLSYSTEMET

Terrestriske planeter Dette er de fire planetene i solsystemet: Merkur, Venus, Jorden og Mars. De kalles også indre planeter, i motsetning til de ytre planetene - kjempeplanetene.

Terrestriske planeter har høy tetthet og består hovedsakelig av silikater og metall, samt oksygen, silisium, jern, magnesium, aluminium og andre tunge grunnstoffer. Største planet terrestrisk gruppe - Jorden, men den er mer enn 14 ganger dårligere i masse enn den minst massive gassplaneten - Uranus. Alle jordiske planeter har følgende struktur: - i sentrum en kjerne laget av jern med innblanding av nikkel, - en mantel, bestående av silikater, - en skorpe, dannet som følge av delvis smelting av mantelen og som også består av silikatbergarter, men anriket på uforenlige elementer. Av de terrestriske planetene har ikke Merkur en skorpe, noe som forklares av dens ødeleggelse som et resultat av meteorittbombardement.

MERCURY Er nærmest solen. Eksistensen av denne planeten ble nevnt i gamle sumeriske skrifter, som dateres tilbake til det tredje årtusen f.Kr. Denne planeten fikk navnet sitt fra det romerske panteonet Merkur, kjøpmenns skytshelgen, som også hadde sin greske motstykke, Hermes. Merkur sirkler fullstendig rundt solen på åttiåtte jorddager. Den reiser rundt sin akse på mindre enn seksti dager, som etter Mercury-standarder er to tredjedeler av et år. Temperaturen på overflaten til Merkur kan variere mye - fra + 430 grader på solsiden til + 180 grader på skyggesiden. I vårt solsystem er disse forskjellene de sterkeste.

MERCURY Dette kan observeres på Mercury uvanlig fenomen, som kalles Joshua-effekten. Når solen på Merkur når et visst punkt, stopper den og begynner å gå i motsatt retning, og ikke som på jorden – den må gå rundt en hel sirkel rundt planeten. Merkur er den minste planeten i jordgruppen. Den er mindre i størrelse enn selv de største satellittene til planetene Jupiter og Saturn. Overflaten til Merkur ligner på Månens overflate - alt strødd med kratere. Den eneste forskjellen med månens overflate er at Merkur har mange skrå, taggete bakker som kan strekke seg over mange hundre kilometer. Disse skråningene ble dannet som et resultat av kompresjon da planeten ble avkjølt.

MERCURY En av de mest populære og synlige delene av planeten er den såkalte Heat Plain. Dette er et krater som har fått navnet sitt på grunn av sin nære beliggenhet til de "varme lengdegradene". Krateret har en diameter på tusen tre hundre kilometer. Mest sannsynlig hadde himmellegemet som laget dette krateret i gamle tider en diameter på minst hundre kilometer. Takket være tyngdekraften fanger Merkur også opp partikler av solvinden, som igjen skaper en ganske tynn atmosfære rundt Merkur. Dessuten byttes de ut hver to hundre dager. I tillegg er denne planeten den raskeste planeten i systemet vårt. Gjennomsnittshastigheten for rotasjonen rundt solen er omtrent førtisju og en halv kilometer per sekund, som er dobbelt så raskt som jorden.

VENUS Atmosfæren til Venus er ganske aggressiv, fordi den i forhold til jorden har en veldig høy temperatur og det er giftige skyer på himmelen. Atmosfæren til Venus består hovedsakelig av karbondioksid. Hvis du befinner deg i atmosfæren til denne planeten, vil du oppleve et trykk på rundt åttifem kg per 1 kvadratcentimeter. I jordens atmosfære vil trykket være åttifem ganger mindre. Hvis du kaster en mynt i atmosfæren til Venus, vil den falle som i et lag med vann. Derfor er det like vanskelig å gå på overflaten av denne planeten som å gå på bunnen av havet. Og hvis, gud forby, vinden stiger på Venus, vil den bære deg som en havbølge bærer en flis.

VENUS Atmosfæren på denne planeten består av 96 % karbondioksid. Det er dette som skaper drivhuseffekten. Planetens overflate varmes opp av solen, og den resulterende varmen kan ikke spres ut i rommet fordi den reflekteres av et lag med karbondioksid. Det er derfor temperaturen på denne planeten er omtrent fire hundre og åtti grader, som en ovn.

VENUS Overflaten til Venus er oversådd med tusenvis av vulkaner. Science fiction-forfattere beskrev Venus som lik jorden. Det ble antatt at Venus var innhyllet i skyer. Dette betyr at overflaten til denne planeten bør være oversådd med sumper. Det betyr at det sannsynligvis har et veldig regnfullt klima, noe som fører til mye overskyet og mye fuktighet. I virkeligheten er alt helt annerledes - på begynnelsen av syttitallet sendte fagforeningen romskip til overflaten av Venus, som avklarte situasjonen. Det viste seg at overflaten til denne planeten består av kontinuerlige steinete ørkener, hvor det absolutt ikke er vann. Selvfølgelig, ved en så høy temperatur kunne det aldri være noe vann.

JORDEN Jorden rangerer på femte plass i størrelse og masse blant store planeter, men av de terrestriske planetene er den den største. Dens viktigste forskjell fra andre planeter i solsystemet er eksistensen av liv på den, som nådde sin høyeste, intelligente form med menneskets fremkomst. I følge moderne kosmogoniske konsepter ble Jorden dannet for ~4,5 milliarder år siden av gravitasjonskondensasjon fra gass og støvstoff spredt i det circumsolar rommet, som inneholder alle de kjemiske elementene som er kjent i naturen.

JORDEN Dannelsen av jorden ble ledsaget av differensiering av materie, noe som ble tilrettelagt av gradvis oppvarming av jordens indre, hovedsakelig på grunn av varmen som ble frigjort under nedbrytningen av radioaktive elementer (uran, thorium, kalium, etc.). Resultatet av denne differensieringen var oppdelingen av jorden i konsentrisk plasserte lag - geosfæren, forskjellig i kjemisk sammensetning, aggregeringstilstand og fysiske egenskaper. Jordens kjerne dannet seg i sentrum, omgitt av en mantel. Fra de letteste og mest smeltbare komponentene av stoffet som ble frigjort fra mantelen under smelteprosesser, oppsto jordskorpen som ligger over mantelen. Helheten av disse interne geosfærene, avgrenset av solid jordens overflate, kalles noen ganger den "faste" jorden.

JORD "Solid" Jord inneholder nesten hele planetens masse. Utenfor dens grenser er de ytre geosfærene - vann (hydrosfære) og luft (atmosfære), som ble dannet fra damper og gasser frigjort fra jordens tarmer under avgassing av mantelen. Differensieringen av stoffet i jordens mantel og påfylling av produktene av differensiering av jordskorpen, vann og luftskjell skjedde gjennom geologisk historie og fortsetter til i dag.

MARS Denne planeten er oppkalt etter den berømte krigsguden i Roma, fordi fargen på denne planeten minner veldig om fargen på blod. Denne planeten kalles også den "røde planeten". Det antas at denne fargen på planeten er assosiert med jernoksid, som er tilstede i atmosfæren til Mars. Mars er den syvende største planeten i solsystemet. Det anses å være hjemmet til Valles Marineris - en canyon som er mye lengre og dypere enn den berømte Grand Canyon i USA. Det er forresten ganske mange fjell på Mars, og høyden på disse fjellene er noen ganger mye høyere enn vår Everest. Her er det forresten også Olympus – den høyeste og mest kjent fjell i hele solsystemet.

MARS Mars har de største vulkanene i solsystemet. Men atmosfæren på denne planeten er hundre ganger mindre tett enn jordens. Men dette er nok til å opprettholde værsystemet på planeten – det betyr vind og skyer. Mars har en gjennomsnittstemperatur på minus seksti grader. Et år på Mars = 687 jorddøgn. Men et døgn på Mars er så nært som mulig et døgn på jorden – det er 24 timer, 39 minutter. og 35 sek. Mars har en veldig tykk skorpe - omtrent femti kilometer i tverrsnitt. Mars har også to måner - Deimos og Phobos.

Takk for din oppmerksomhet!

Hvilke jordiske planeter kjenner du? 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, mest av av dem forsvant 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.

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 med store planeter ser vi 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 indre 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 enhetene til romfartøy. 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 havbunnen i geologisk forstand yngre enn kontinentene, Men det ser ut til at det er et krater i Antarktis 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. Moderne teori om magnetfeltgenerering himmellegemer, den såkalte teorien om turbulent dynamo, krever tilstedeværelsen i planetens tarmer 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– Vanlig varme ( 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 dens kjemiske sammensetning 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. høyeste topp 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