Unutrašnjost Sunčevog sistema naseljavaju različita tijela: velike planete, njihovi sateliti, kao i mala tijela - asteroidi i komete. Od 2006. godine uvedena je nova podgrupa u grupu planeta - patuljaste planete, koje imaju unutrašnje kvalitete planeta (sferoidni oblik, geološka aktivnost), ali zbog svoje male mase nisu u mogućnosti da dominiraju u blizini svojih orbita. Sada se 8 najmasivnijih planeta - od Merkura do Neptuna - jednostavno nazivaju planete (planete), iako ih u razgovoru astronomi često nazivaju "velikim planetima" radi jasnoće, kako bi ih razlikovali od patuljastih planeta. Izraz "mala planeta", koji se već dugi niz godina primjenjuje na asteroide, sada se preporučuje da se ne koristi kako bi se izbjegla zabuna s patuljastim planetama.

U području velikih planeta vidimo jasnu podjelu na dvije grupe od po 4 planete: vanjski dio ove regije zauzimaju džinovske planete, a unutrašnji dio zauzimaju mnogo manje masivne zemaljske planete. Grupa divova se također obično dijeli na pola: plinoviti divovi (Jupiter i Saturn) i ledeni divovi (Uran i Neptun). U grupi planeta zemaljskog tipa planirano je i prepolovljenje: Venera i Zemlja su izuzetno slične jedna drugoj po mnogim fizičkim parametrima, a Merkur i Mars su im inferiorni po masi za red veličine i gotovo bez atmosfere (čak je i za Mars stotine puta manja od Zemlje, a za Merkur je praktički odsutna).

Treba napomenuti da se među dvjesto satelita planeta može razlikovati najmanje 16 tijela koja imaju unutrašnja svojstva punopravnih planeta. Često premašuju veličinu i masu patuljastih planeta, ali su u isto vrijeme pod kontrolom gravitacije mnogo masivnijih tijela. Radi se o o Mjesecu, Titanu, Galilejskim satelitima Jupitera i sl. Stoga bi bilo prirodno uvesti u nomenklaturu Sunčevog sistema novu grupu za takve "podređene" objekte planetarnog tipa, nazivajući ih "satelitskim planetama". Ali dok se o ovoj ideji raspravlja.

Vratimo se na zemaljske planete. U poređenju sa divovima, atraktivni su po tome što imaju čvrstu površinu na koju svemirske sonde mogu da slete. Od 1970-ih, automatske stanice i samohodna vozila SSSR-a i SAD-a više puta su slijetala i uspješno radila na površini Venere i Marsa. Slijetanja na Merkur još nije bilo, jer su letovi u blizini Sunca i slijetanje na masivno tijelo bez atmosfere povezani sa velikim tehničkim problemima.

Kada proučavaju zemaljske planete, astronomi ne zaboravljaju samu Zemlju. Analiza snimaka iz svemira omogućila je razumijevanje mnogo toga u dinamici Zemljine atmosfere, u strukturi njenih gornjih slojeva (gdje se ne dižu avioni, pa čak ni baloni), u procesima koji se odvijaju u njenoj magnetosferi. Upoređujući strukturu atmosfere planeta sličnih Zemlji, mnogo toga se može razumjeti u njihovoj povijesti i preciznije predvidjeti njihovu budućnost. A kako sve više biljke i životinje žive na površini naše (ili ne samo naše?) planete, karakteristike nižih slojeva atmosfere su nam posebno važne. Ovo predavanje je o zemaljskim planetama; uglavnom na njihov izgled i stanje površine.

Sjaj planete. Albedo

Gledajući planetu izdaleka, lako možemo razlikovati tijela sa atmosferom i bez nje. Prisustvo atmosfere, odnosno prisustvo oblaka u njoj, čini izgled planete promjenjivim i značajno povećava svjetlinu njenog diska. To se jasno vidi ako su planete raspoređene u nizu od potpuno bez oblaka (atmosferskih) do potpuno prekrivenih oblacima: Merkur, Mars, Zemlja, Venera. Kamenita tijela bez atmosfere slična su jedno drugom do gotovo potpune nerazlučivosti: uporedite, na primjer, velike slike Mjeseca i Merkura. Čak i iskusno oko teško može razlikovati površine ovih tamnih tijela, gusto prekrivenih meteoritskim kraterima. Ali atmosfera svakoj planeti daje jedinstven izgled.

Prisustvo ili odsustvo atmosfere na planeti kontrolišu tri faktora: temperatura i gravitacioni potencijal na površini, kao i globalno magnetno polje. Takvo polje ima samo Zemlja i ono značajno štiti našu atmosferu od strujanja sunčeve plazme. Mjesec je izgubio atmosferu (ako ju je uopće imao) zbog niske kritične brzine blizu površine, a Merkur zbog visoke temperature i jak solarni vetar. Mars, sa skoro istom gravitacijom kao i Merkur, uspeo je da zadrži ostatke atmosfere, jer je zbog udaljenosti od Sunca hladan i ne tako intenzivno duva sunčevim vetrom.

U pogledu svojih fizičkih parametara, Venera i Zemlja su skoro blizanci. Imaju vrlo sličnu veličinu, masu, a time i prosječnu gustinu. Njihova unutrašnja struktura također bi trebala biti slična - kora, plašt, željezno jezgro - iako u to još nema sigurnosti, jer nema seizmičkih i drugih geoloških podataka o utrobi Venere. Naravno, ni mi nismo duboko prodrli u utrobu Zemlje: na većini mjesta na 3-4 km, na pojedinim mjestima na 7-9 km, a samo na jednom na 12 km. Ovo je manje od 0,2% Zemljinog radijusa. Ali seizmička, gravimetrijska i druga mjerenja omogućavaju vrlo detaljnu procjenu unutrašnjosti Zemlje, dok za druge planete takvih podataka gotovo da i nema. Detaljne karte gravitacionog polja dobijene su samo za Mesec; toplotni tokovi iz crijeva mjereni su samo na Mjesecu; seizmometri su do sada radili samo na Mjesecu i (ne baš osjetljivi) na Marsu.

Geolozi i dalje sude o unutrašnjem životu planeta prema karakteristikama njihove čvrste površine. Na primjer, odsustvo znakova litosferskih ploča u blizini Venere značajno ga razlikuje od Zemlje, u čijoj evoluciji površine tektonski procesi (kontinentalni drift, širenje, subdukcija, itd.) igraju odlučujuću ulogu. Istovremeno, neki indirektni dokazi ukazuju na mogućnost tektonike ploča na Marsu u prošlosti, kao i tektonike ledenog polja na Jupiterovom mjesecu Evropi. Dakle, vanjska sličnost planeta (Venera - Zemlja) ne garantuje njihovu sličnost unutrašnja struktura i procesi koji se odvijaju u njihovim dubinama. A planete koje nisu slične jedna drugoj mogu pokazati slične geološke fenomene.

Vratimo se onome što je dostupno astronomima i drugim stručnjacima za direktno proučavanje, naime, površini planeta ili njihovim oblačnim slojem. U principu, neprozirnost atmosfere u optičkom opsegu nije nepremostiva prepreka za proučavanje čvrste površine planete. Radar sa Zemlje i svemirskih sondi omogućili su proučavanje površina Venere i Titana kroz njihove atmosfere koje nisu prozirne za svjetlost. Međutim, ovi radovi su epizodne prirode, a sistematska proučavanja planeta se i dalje provode optičkim instrumentima. Što je još važnije, sunčevo optičko zračenje je glavni izvor energije za većinu planeta. Stoga, sposobnost atmosfere da reflektuje, rasipa i apsorbuje ovo zračenje direktno utiče na klimu blizu površine planete.

Najsjajnija svjetiljka na noćnom nebu, osim Mjeseca, je Venera. Veoma je svetao, ne samo zbog relativne blizine Suncu, već i zbog gustog oblačnog sloja kapi koncentrisane sumporne kiseline, koji savršeno reflektuje svetlost. Naša Zemlja također nije previše tamna, jer je 30-40% Zemljine atmosfere ispunjeno vodenim oblacima, a oni također dobro raspršuju i reflektiraju svjetlost. Evo fotografije (sl. gore), na kojoj su Zemlja i Mjesec istovremeno uokvireni. Ovu sliku je napravila svemirska sonda Galileo dok je letjela pored Zemlje na putu do Jupitera. Pogledajte koliko je Mjesec tamniji od Zemlje i općenito tamniji od bilo koje planete s atmosferom. Ovo je opći obrazac - tijela koja nisu u atmosferi su vrlo tamna. Činjenica je da pod uticajem kosmičkog zračenja, bilo koji solidan postepeno potamni.

Konstatacija da je površina Mjeseca tamna obično je zbunjujuća: na prvi pogled, mjesečev disk izgleda vrlo svijetao; u noći bez oblaka čak nas zaslijepi. Ali ovo je samo u suprotnosti sa još tamnijim noćnim nebom. Za karakterizaciju refleksivnosti bilo kojeg tijela koristi se veličina koja se zove albedo. Ovo je stepen bjeline, odnosno koeficijent refleksije svjetlosti. Albedo jednak nuli - apsolutna crna, potpuna apsorpcija svjetlosti. Albedo jednak jedan je potpuna refleksija. Fizičari i astronomi imaju nekoliko različitih pristupa određivanju albeda. Jasno je da svjetlina osvijetljene površine ne zavisi samo od vrste materijala, već i od njegove strukture i orijentacije u odnosu na izvor svjetlosti i posmatrača. Na primjer, pahuljasti svježe pali snijeg ima jednu vrijednost refleksije, dok će snijeg na koji ste zagazili čizmom imati potpuno drugu vrijednost. A zavisnost od orijentacije lako je demonstrirati ogledalom, puštajući sunčeve zrake.

Cijeli raspon mogućih vrijednosti albeda pokriven je poznatim svemirskim objektima. Ovdje je Zemlja koja odbija oko 30% sunčevih zraka, uglavnom zbog oblaka. A neprekidni oblačni pokrivač Venere reflektuje 77% svetlosti. Naš Mesec je jedno od najtamnijih tela, u proseku reflektuje oko 11% svetlosti; a njegova vidljiva hemisfera, zbog prisustva ogromnih tamnih "mora", reflektuje svjetlost još gore - manje od 7%. Ali postoje i tamniji objekti; na primjer, asteroid 253 Matilda ima albedo od 4%. S druge strane, postoje iznenađujuće sjajna tijela: Saturnov mjesec Enceladus reflektira 81% vidljivo svetlo, a njegov geometrijski albedo je jednostavno fantastičan - 138%, odnosno svjetliji je od savršeno bijelog diska istog poprečnog presjeka. Teško je čak i razumjeti kako to radi. Čisti snijeg na Zemlji još gore odbija svjetlost; kakav snijeg leži na površini ovog malog i lijepog Enceladusa?

Toplotna ravnoteža

Temperatura bilo kojeg tijela određena je ravnotežom između priliva topline i njenog gubitka. Poznata su tri mehanizma razmene toplote: zračenje, provođenje toplote i konvekcija. Posljednja dva od njih zahtijevaju direktan kontakt sa okruženje, tako u svemirski vakuum Najvažniji i, zapravo, jedini je prvi mehanizam - zračenje. Dizajnerima svemirske tehnologije to stvara znatne probleme. Moraju uzeti u obzir nekoliko izvora topline: Sunce, planetu (posebno u niskim orbitama) i unutrašnje jedinice same svemirske letjelice. I postoji samo jedan način oslobađanja topline - zračenje s površine aparata. Da bi održali ravnotežu toplotnih tokova, dizajneri svemirske tehnologije regulišu efektivni albedo svemirske letelice koristeći izolaciju od ekrana-vakuma i radijatore. Kada takav sistem pokvari, uslovi u letjelici mogu postati prilično neugodni, kao što nas podsjeća priča o misiji Apolla 13 na Mjesec.

No, prvi put su se s ovim problemom u prvoj trećini 20. stoljeća suočili kreatori balona na velikim visinama - takozvani stratostati. Tih godina još nisu znali da stvaraju složeni sistemi kontrola temperature hermetičke gondole, stoga su bili ograničeni na jednostavan odabir albeda njene vanjske površine. Koliko je tjelesna temperatura osjetljiva na svoj albedo, govori istorija prvih letova u stratosferu.

Gondola vašeg stratosferskog balona FNRS-1Švajcarac Auguste Picard ofarban u bijelo s jedne strane i crno s druge strane. Ideja je bila da se temperatura u gondoli može kontrolisati okretanjem sfere na ovaj ili onaj način prema Suncu. Za rotaciju, vani je postavljen propeler. Ali uređaj nije radio, sunce je sijalo sa "crne" strane, a unutrašnja temperatura u prvom letu porasla je na 38 °C. Na sljedećem letu, cijela kapsula je jednostavno bila prekrivena srebrom kako bi reflektirala sunčeve zrake. Unutra je bilo -16°C.

Američki dizajneri stratosfere explorer uzeli su u obzir Picardovo iskustvo i prihvatili kompromis: ofarbali su gornji dio kapsule u bijelo, a donji u crno. Ideja je bila da bi gornja polovina sfere reflektovala sunčevo zračenje, dok bi donja polovina apsorbovala toplotu sa Zemlje. Ispostavilo se da ova opcija nije loša, ali ni idealna: tokom letova u kapsuli je bilo 5 ° C.

Sovjetski stratonauti jednostavno su izolirali aluminijske kapsule slojem filca. Kao što je praksa pokazala, ova odluka je bila najuspješnija. Unutrašnja toplota, koju uglavnom proizvodi posada, pokazala se dovoljnom za održavanje stabilne temperature.

Ali ako planeta nema svoje moćne izvore topline, tada je vrijednost albeda vrlo važna za njenu klimu. Na primjer, naša planeta apsorbira 70% sunčeve svjetlosti koja pada na nju, pretvarajući je u vlastito infracrveno zračenje, podržavajući kruženje vode u prirodi kroz nju, pohranjujući je kao rezultat fotosinteze u biomasi, nafti, uglju, plinu. Mjesec apsorbira gotovo svu sunčevu svjetlost, glupo je pretvarajući u infracrveno zračenje visoke entropije i na taj način održavajući svoju prilično visoku temperaturu. No, Enceladus svojom savršeno bijelom površinom ponosno odbija od sebe gotovo svu sunčevu svjetlost, što plaća monstruozno niskom temperaturom površine: u prosjeku oko -200°C, a na nekim mjestima i do -240°C. Međutim, ovaj satelit - "sav u belom" - ne pati mnogo od spoljašnje hladnoće, jer jeste alternativni izvor energija - plimni gravitacijski utjecaj susjednog Saturna (), koji održava njegov subglacijalni ocean u tekućem stanju. Ali zemaljske planete imaju veoma slabe unutrašnje izvore toplote, tako da temperatura njihove čvrste površine u velikoj meri zavisi od svojstava atmosfere – od njene sposobnosti, s jedne strane, da reflektuje deo sunčevih zraka nazad u svemir, a sa druge strane. s druge strane, da zadrži energiju radijacije koja je prošla kroz atmosferu do površine planete.

Efekat staklene bašte i klima planete

U zavisnosti od toga koliko je planeta udaljena od Sunca i koliki udio sunčeve svjetlosti apsorbira, formiraju se temperaturni uslovi na površini planete, njena klima. Kako izgleda spektar bilo kojeg samosvjetlećeg tijela, poput zvijezde? U većini slučajeva, spektar zvijezde je "jednogrba", skoro Plankova, kriva, u kojoj položaj maksimuma ovisi o temperaturi površine zvijezde. Za razliku od zvijezde, spektar planete ima dvije "grbe": reflektira dio svjetlosti zvijezde u optičkom opsegu, a apsorbira i ponovo zrači drugi dio u infracrvenom opsegu. Relativna površina ispod ove dvije grbe je precizno određena stepenom refleksije svjetlosti, odnosno albedom.

Pogledajmo dvije najbliže planete - Merkur i Veneru. Na prvi pogled, situacija je paradoksalna. Venera reflektuje skoro 80% sunčeve svetlosti i apsorbuje samo oko 20%. A Merkur ne reflektuje skoro ništa, već sve upija. Osim toga, Venera je udaljenija od Sunca od Merkura; 3,4 puta manje sunčeve svjetlosti pada po jedinici njegove oblačne površine. Uzimajući u obzir razliku u albedu, svaki kvadratni metar čvrste površine Merkura prima skoro 16 puta više sunčeve toplote nego ista površina na Veneri. Pa ipak, na cijeloj čvrstoj površini Venere, pakleni uvjeti - ogromna temperatura (kalaj i olovo se tope!), a Merkur je hladniji! Na polovima se uglavnom nalazi Antarktik, a na ekvatoru je prosječna temperatura 67 °C. Naravno, danju se površina Merkura zagrijava do 430 °C, a noću se hladi na -170 °C. Ali već na dubini od 1,5-2 metra dnevne fluktuacije se izglađuju i možemo govoriti o prosječnoj površinskoj temperaturi od 67 °C. Vruće je, naravno, ali možete živjeti. A u srednjim širinama Merkura sobna temperatura je općenito.

Sta je bilo? Zašto se Merkur, koji je blizu Sunca i voljno upija njegove zrake, zagrejan na sobnu temperaturu, dok se Venera, koja je udaljenija od Sunca i aktivno reflektuje njegove zrake, zagreva kao peć? Kako će fizika ovo objasniti?

Zemljina atmosfera je gotovo prozirna: propušta 80% sunčeve svjetlosti. Kao rezultat konvekcije, zrak ne može pobjeći u svemir - planeta ga ne pušta. Dakle, može se hladiti samo u obliku infracrvenog zračenja. A ako IR zračenje ostane zaključano, onda zagrijava one slojeve atmosfere koji ga ne oslobađaju. Ovi slojevi sami postaju izvor topline i djelomično je usmjeravaju natrag na površinu. Dio zračenja odlazi u svemir, ali se najveći dio vraća na površinu Zemlje i zagrijava je dok se ne uspostavi termodinamička ravnoteža. Kako se instalira?

Temperatura raste, a maksimum u spektru se pomiče (Wienov zakon) sve dok u atmosferi ne pronađe "prozornik transparentnosti" kroz koji će IR zraci pobjeći u svemir. Uspostavljena je ravnoteža toplotnih tokova, ali na višoj temperaturi nego što bi to mogla biti u odsustvu atmosfere. Ovo je efekat staklene bašte.

U životu se često susrećemo sa efektom staklene bašte. I to ne samo u obliku baštenskog staklenika ili lonca postavljenog na šporet, koji pokrivamo poklopcem kako bismo smanjili prenos toplote i ubrzali ključanje. Upravo ovi primjeri ne pokazuju čisti efekat staklene bašte, jer se u njima smanjuje i radijacijsko i konvektivno odvođenje topline. Mnogo bliži opisanom efektu je primjer vedre mrazne noći. Sa suvim vazduhom i nebom bez oblaka (na primer, u pustinji), nakon zalaska sunca, zemlja se brzo hladi, a vlažan vazduh i oblaci izglađuju dnevne temperaturne fluktuacije. Nažalost, ovaj efekat je dobro poznat astronomima: jasne zvjezdane noći mogu biti posebno hladne, što čini rad na teleskopu veoma neugodnim. Vraćajući se na gornju sliku, vidjet ćemo razlog: vodena para u atmosferi služi kao glavna prepreka infracrvenom zračenju koje nosi toplinu.

Mjesec nema atmosferu, što znači da nema efekta staklene bašte. Na njenoj površini se uspostavlja termodinamička ravnoteža u eksplicitnom obliku, nema razmene zračenja između atmosfere i čvrste površine. Mars ima razrijeđenu atmosferu, ali ipak njegov efekat staklene bašte dodaje svojih 8°C. I dodaje skoro 40 °C Zemlji. Da naša planeta nema tako gustu atmosferu, temperatura Zemlje bi bila 40°C niža. Danas je u prosjeku 15 °C širom svijeta, a bilo bi -25 °C. Svi okeani bi se smrzli, površina Zemlje bi pobijelila od snijega, albedo bi se povećao, a temperatura bi pala još niže. Općenito - strašna stvar! Ali dobro je da efekat staklene bašte u našoj atmosferi djeluje i grije nas. I još snažnije djeluje na Veneru - podiže prosječnu temperaturu Venere za više od 500 stepeni.

Površina planeta

Do sada se nismo upuštali u detaljno proučavanje drugih planeta, uglavnom ograničeno na posmatranje njihove površine. I koliko su informacije o izgledu planete važne za nauku? Koju vrijednost nam može reći slika njegove površine? Ako je to plinovita planeta, poput Saturna ili Jupitera, ili čvrsta, ali prekrivena gustim slojem oblaka, poput Venere, onda vidimo samo gornji sloj oblaka, dakle, nemamo gotovo nikakve informacije o samoj planeti. Oblačna atmosfera je, kako kažu geolozi, super-mlada površina - danas je ovako, a sutra će biti drugačije, ili ne sutra, već za 1000 godina, što je samo trenutak u životu planete.

Velika crvena mrlja na Jupiteru ili dva planetarna ciklona na Veneri opaženi su već 300 godina, ali nam govore samo nekoliko opšta svojstva moderna dinamika njihove atmosfere. Naši potomci će, gledajući ove planete, vidjeti potpuno drugačiju sliku, a kakvu su sliku mogli vidjeti naši preci, nikada nećemo saznati. Dakle, gledajući sa strane planete sa gustom atmosferom, ne možemo suditi o njihovoj prošlosti, jer vidimo samo promjenjivi sloj oblaka. Sasvim druga stvar je Mjesec ili Merkur, čije površine čuvaju tragove meteoritskog bombardiranja i geoloških procesa koji su se odvijali u proteklih milijardu godina.

A takva bombardovanja džinovskih planeta praktično ne ostavljaju tragove. Jedan od ovih događaja desio se krajem dvadesetog veka pred očima astronoma. Kometa Shoemaker-Levy 9. Godine 1993. u blizini Jupitera viđen je čudan lanac od dvadesetak malih kometa. Proračun je pokazao da se radi o fragmentima jedne komete koja je 1992. godine proletjela u blizini Jupitera i bila rastrgnuta plimnim efektom njenog snažnog gravitacionog polja. Astronomi nisu videli samu epizodu raspada komete, već su uhvatili samo trenutak kada se lanac fragmenata komete "vozom" udaljavao od Jupitera. Da do raspada nije došlo, onda bi kometa, koja se približila Jupiteru hiperboličnom putanjom, otišla u daljinu duž druge grane hiperbole i, najvjerovatnije, nikada se više ne bi približila Jupiteru. Ali tijelo komete nije moglo izdržati naprezanje plime i oseke i kolapsiralo je, a energija utrošena na deformaciju i pucanje tijela komete smanjila je kinetičku energiju njenog orbitalnog kretanja, prenoseći fragmente iz hiperboličke orbite u eliptičnu, zatvorenu oko Jupitera. Pokazalo se da je udaljenost orbite u pericentru manja od polumjera Jupitera, a 1994. fragmenti su se jedan za drugim srušili na planet.

Incident je bio ogroman. Svaki "fragment" jezgra komete je ledeni blok veličine 1 × 1,5 km. Naizmjenično su letjeli u atmosferu džinovske planete brzinom od 60 km/s (drugi svemirska brzina za Jupiter), koji imaju specifičnu kinetička energija u (60/11) 2 = 30 puta veći nego da je u pitanju sudar sa Zemljom. Astronomi su sa velikim zanimanjem sa sigurnosti Zemlje posmatrali kosmičku katastrofu na Jupiteru. Nažalost, fragmenti komete pogodili su Jupiter sa strane koja u tom trenutku nije bila vidljiva sa Zemlje. Srećom, upravo u to vrijeme svemirska sonda Galileo je bila na putu za Jupiter, vidjela je ove epizode i pokazala nam ih. Zbog brze dnevne rotacije Jupitera, regije sudara su za nekoliko sati postale dostupne kako zemaljskim teleskopima, tako i, što je posebno vrijedno, onima blizu Zemlje, poput svemirskog teleskopa Hubble. Ovo je bilo vrlo korisno, jer je svaki blok, koji je pao u atmosferu Jupitera, izazvao kolosalnu eksploziju koja je uništila gornji sloj oblaka i stvorila prozor za vid duboko u Jupiterovu atmosferu na neko vrijeme. Dakle, zahvaljujući bombardovanju komete, mogli smo neko vreme da tražimo tamo. Ali prošla su 2 mjeseca, a na oblačnoj površini nije bilo nikakvih tragova: oblaci su prekrili sve prozore, kao da se ništa nije dogodilo.

Druga stvar - zemlja. Na našoj planeti ožiljci od meteorita ostaju dugo vremena. Ovdje se nalazi najpopularniji meteoritski krater promjera oko 1 km i starosti oko 50 hiljada godina. I dalje je jasno vidljiv. Ali krateri nastali prije više od 200 miliona godina mogu se pronaći samo suptilnim geološkim metodama. Odozgo se ne vide.

Inače, postoji prilično pouzdan odnos između veličine velikog meteorita koji je pao na Zemlju i prečnika kratera koji je formirao - 1:20. Krater prečnika kilometra u Arizoni nastao je udarom malog asteroida prečnika oko 50 m. A u davna vremena, veće "školjke" su udarale u Zemlju - i kilometar, pa čak i deset kilometara. Danas znamo oko 200 velikih kratera; nazivaju se astroblemi (nebeske rane); a svake godine se otkrije nekoliko novih. Najveći s promjerom od 300 km pronađen je u južnoj Africi, njegova starost je oko 2 milijarde godina. Na teritoriji Rusije, najveći krater Popigai u Jakutiji sa prečnikom od 100 km. Sigurno ima i većih, na primjer, na dnu okeana, gdje ih je teže primijetiti. Istina, dno okeana je geološki mlađe od kontinenata, ali čini se da na Antarktiku postoji krater promjera 500 km. Pod vodom je i samo profil dna ukazuje na njegovo prisustvo.

Na površini Mjesec, gdje nema ni vjetra ni kiše, gdje nema tektonskih procesa, meteoritski krateri opstaju milijardama godina. Gledajući u mjesec kroz teleskop, čitamo istoriju kosmičkog bombardovanja. Na poleđini je još korisnija slika za nauku. Čini se da iz nekog razloga posebno velika tijela tamo nikada nisu pala, ili, padajući, nisu mogla probiti mjesečevu koru, koja je na poleđini dvostruko deblja od one vidljive. Stoga lava koja teče nije ispunila velike kratere i nije sakrila istorijske detalje. Na svakom dijelu mjesečeve površine nalazi se krater meteorita, veliki ili mali, a ima ih toliko da mlađi uništavaju one koji su ranije nastali. Došlo je do zasićenja: Mjesec više ne može postati više krater nego što jeste. Krateri su posvuda. A ovo je divna hronika istorije Sunčevog sistema. Identificirao je nekoliko epizoda aktivnog stvaranja kratera, uključujući eru teškog bombardiranja meteorita (prije 4,1-3,8 milijardi godina), koje je ostavilo tragove na površini svih zemaljskih planeta i mnogih satelita. Zašto su meteorske kiše pogodile planete tokom te ere, tek treba da shvatimo. Potrebni su nam novi podaci o strukturi lunarne unutrašnjosti i sastavu materije na različitim dubinama, a ne samo na površini, sa koje su uzorci do sada prikupljeni.

Merkur spolja sličan mjesecu, jer je, kao i on, lišen atmosfere. Njegova kamenita površina, koja nije podložna eroziji gasa i vode, dugo zadržava tragove bombardovanja meteoritom. Među zemaljskim planetama, Merkur ima najstarije geološke tragove, stare oko 4 milijarde godina. Ali na površini nema Merkura velika mora, ispunjen tamnom stvrdnutom lavom i sličan lunarnim morima, iako veliki udarni krateri nema manje nego na mjesecu.

Merkur je otprilike jedan i po puta veći od Mjeseca, ali njegova masa premašuje Mjesec za 4,5 puta. Činjenica je da je Mjesec gotovo u potpunosti kamenito tijelo, dok Merkur ima ogromno metalno jezgro, koje se očigledno sastoji uglavnom od gvožđa i nikla. Radijus njegovog metalnog jezgra je oko 75% poluprečnika planete (a Zemlje samo 55%). Zapremina metalnog jezgra Merkura je 45% zapremine planete (a Zemlja ima samo 17%). Stoga je prosječna gustina Merkura (5,4 g/cm 3) gotovo jednaka prosječnoj gustini Zemlje (5,5 g/cm 3) i znatno premašuje prosječnu gustinu Mjeseca (3,3 g/cm 3). Imajući veliko metalno jezgro, Merkur je mogao nadmašiti Zemlju u svojoj prosječnoj gustini, da nije bilo niske gravitacije na njegovoj površini. Imajući masu od samo 5,5% Zemljine, ima skoro tri puta manju gravitaciju, koja nije u stanju da zbije njena utroba koliko je utroba Zemlje, u kojoj čak i silikatni omotač ima gustinu od oko (5 g/cm 3).

Merkur je teško proučavati jer se kreće blizu Sunca. Da bi se sa Zemlje na nju lansirao međuplanetarni aparat, on mora biti snažno usporen, odnosno ubrzan u smjeru suprotnom od Zemljinog orbitalnog kretanja; tek tada će početi da "pada" prema Suncu. Nemoguće je to odmah uraditi raketom. Stoga su u dva dosad obavljena leta do Merkura korišćeni gravitacioni manevri u polju Zemlje, Venere i samog Merkura za usporavanje svemirske sonde i njeno prebacivanje u Merkurovu orbitu.

Prvi put na Merkur otišao je 1973. godine "Mariner-10" (NASA). Prvo se približio Veneri, usporio u njenom gravitacionom polju, a zatim je tri puta prošao blizu Merkura 1974-75. Kako su se sva tri susreta dogodila u istom području orbite planete, a njena dnevna rotacija je sinhronizovana sa orbitalom, sonda je sva tri puta fotografisala istu hemisferu Merkura obasjanu Suncem.

Narednih nekoliko decenija nije bilo letova za Merkur. I tek 2004. godine bilo je moguće lansirati drugi uređaj - MESSENGER ( Površina Merkura, svemirsko okruženje, geohemija i domet; NASA). Nakon što je izvršila nekoliko gravitacionih manevara u blizini Zemlje, Venere (dva puta) i Merkura (tri puta), sonda je 2011. godine otišla u orbitu oko Merkura i provodila istraživanja na planeti 4 godine.

Rad u blizini Merkura otežan je činjenicom da je planeta u proseku 2,6 puta bliža Suncu od Zemlje, pa je tok sunčeve svetlosti tamo skoro 7 puta veći. Bez posebnog "solarnog kišobrana", elektronsko punjenje sonde bi se pregrijalo. Treća ekspedicija na Merkur, tzv BepiColombo, u njemu učestvuju Evropljani i Japanci. Lansiranje je zakazano za jesen 2018. Odjednom će letjeti dvije sonde, koje će ući u orbitu oko Merkura krajem 2025. nakon preleta u blizini Zemlje, dvije u blizini Venere i šest u blizini Merkura. Pored detaljnog proučavanja površine planete i njenog gravitacionog polja, detaljna studija magnetosfere i magnetsko polje Merkur, koji je misterija za naučnike. Iako se Merkur rotira veoma sporo, a njegovo metalno jezgro se odavno trebalo ohladiti i učvrstiti, planeta ima dipolno magnetno polje koje je po jačini 100 puta inferiorno od Zemljinog, ali i dalje održava magnetosferu oko planete. Moderna teorija stvaranja magnetnog polja u nebeskim tijelima, takozvana teorija turbulentnog dinamo, zahtijeva prisustvo tekućeg provodnika električne energije u utrobi planete (za Zemlju je to vanjski dio željeznog jezgra) i relativno brza rotacija. Iz kog razloga je jezgro Merkura još tečno, još nije jasno.

Merkur ima neverovatnu osobinu koju nema nijedna druga planeta. Kretanje Merkura u orbiti oko Sunca i njegova rotacija oko svoje ose jasno su međusobno sinhronizovani: tokom dva orbitalna perioda on napravi tri obrtaja oko ose. Uopšteno govoreći, astronomi su odavno upoznati sa sinhronim kretanjem: naš Mjesec sinhrono rotira oko svoje ose i okreće se oko Zemlje, periodi ova dva kretanja su isti, odnosno u omjeru su 1:1. I na drugim planetama, neki sateliti pokazuju istu karakteristiku. Ovo je rezultat plime i oseke.

Da bismo pratili kretanje Merkura (slika iznad), na njegovu površinu stavljamo strelicu. Može se vidjeti da se u jednoj revoluciji oko Sunca, odnosno u jednoj Merkurovoj godini, planeta okrenula oko svoje ose tačno jedan i po put. Za to vrijeme dan u području strijele prešao je u noć, prošlo je pola sunčevog dana. Još jedna godišnja revolucija - i u području strelice ponovo dolazi dan, jedan solarni dan je istekao. Dakle, na Merkuru solarni dan traje dvije Merkurove godine.

O plimi i oseci ćemo detaljno govoriti u Pogl. 6. Kao rezultat plime i oseke sa Zemlje, Mjesec je sinhronizovao svoja dva kretanja - aksijalnu rotaciju i orbitalnu cirkulaciju. Zemlja ima veoma snažan uticaj na Mesec: rastegnuo je svoj lik, stabilizovao svoju rotaciju. Mjesečeva orbita je bliska kružnoj, tako da se Mjesec kreće duž nje gotovo konstantnom brzinom na skoro konstantnoj udaljenosti od Zemlje (o obimu toga smo govorili "skoro" u prvom poglavlju). Stoga se efekat plime malo mijenja i kontrolira rotaciju Mjeseca duž cijele orbite, što dovodi do rezonancije 1:1.

Za razliku od Mjeseca, Merkur se kreće oko Sunca po znatno eliptičnoj orbiti, sada se približava zvijezdi, a zatim se udaljava od nje. Kada je daleko, blizu afela orbite, plimni uticaj Sunca slabi, jer zavisi od udaljenosti kao 1/ R 3 . Kada se Merkur približi Suncu, plime su mnogo jače, pa samo u oblasti perihela Merkur efikasno sinhronizuje svoja dva kretanja – dnevno i orbitalno. Keplerov drugi zakon nam govori da je ugaona brzina orbitalnog kretanja maksimalna u tački perihela. Tamo se odvija "plimno hvatanje" i sinhronizacija ugaonih brzina Merkura - dnevnih i orbitalnih. U tački perihela, oni su potpuno jednaki jedno drugom. Krećući se dalje, Merkur gotovo prestaje da osjeća plimni uticaj Sunca i zadržava svoju ugaonu brzinu rotacije, postepeno smanjujući ugaonu brzinu orbitalnog kretanja. Stoga, u jednom orbitalnom periodu, uspijeva napraviti jedan i po dnevni okret i opet pada u kandže plime i oseke. Vrlo jednostavna i lijepa fizika.

Površina Merkura se gotovo ne razlikuje od Mjeseca. Čak su i profesionalni astronomi, kada su se pojavile prve detaljne slike Merkura, pokazivale jedni drugima i pitale: "Pa pogodite, je li to Mjesec ili Merkur?". Zaista je teško pogoditi. I tamo, i tu je površina koju su meteorite razbili. Ali, naravno, postoje karakteristike. Iako na Merkuru nema velikih mora lave, njegova površina nije jednolična: postoje starije i mlađe regije (osnova za to je broj meteoritskih kratera). Merkur se od Mjeseca razlikuje po prisutnosti karakterističnih izbočina i nabora na površini, koji su rezultat kompresije planete tokom hlađenja njenog ogromnog metalnog jezgra.

Temperaturne fluktuacije na površini Merkura su veće nego na Mesecu. Danju na ekvatoru 430°C, a noću -173°C. Ali tlo Merkura služi kao dobar toplotni izolator, pa se na dubini od oko 1 m više ne osjećaju dnevni (ili dvogodišnji?) padovi temperature. Dakle, ako letite do Merkura, prvo što treba da uradite je da iskopate zemunicu. Na ekvatoru će biti oko 70 °C; prevruće. Ali u području geografskih polova u zemunici će biti oko -70 ° C. Tako da ga je lako pronaći geografska širina gde će vam biti udobno u zemunici.

Najniže temperature se primjećuju na dnu polarnih kratera, gdje sunčevi zraci nikada ne dopiru. Tamo su otkrivene naslage vodenog leda koje su prethodno otkrili radari sa Zemlje, a potom potvrdili instrumenti svemirske sonde MESSENGER. O porijeklu ovog leda se još uvijek raspravlja. Njegovi izvori mogu biti i komete i vodena para koja izlazi iz utrobe planete.

Merkur ima jedan od najvećih udarnih kratera u Sunčevom sistemu - Heat Plain ( Caloris Basin) prečnika 1550 km. Ovo je trag od udara asteroida prečnika od najmanje 100 km, koji je zamalo razdvojio malu planetu. To se dogodilo prije oko 3,8 milijardi godina, tokom perioda takozvanog "kasnog teškog bombardiranja" ( Kasno teško bombardovanje), kada se, iz razloga koji nisu u potpunosti razumjeli, povećao broj asteroida i kometa u orbitama koje prelaze orbite zemaljskih planeta.

Kada je Mariner 10 fotografisao ravnicu vrućine 1974. godine, još uvijek nismo znali šta se dogodilo na suprotnoj strani Merkura nakon ovog užasnog udara. Jasno je da ako se lopta udari, tada se pobuđuju zvučni i površinski valovi, koji se simetrično šire, prolaze kroz "ekvator" i skupljaju se u antipodnoj tački, dijametralno suprotnoj od točke udara. Poremećaj tamo konvergira do tačke, a amplituda seizmičkih oscilacija brzo raste. To je kao stočari koji pucketaju bičem: energija i zamah talasa se praktično čuvaju, a debljina biča teži nuli, pa se brzina oscilovanja povećava i postaje nadzvučna. Očekivalo se da će u oblasti Merkura nasuprot basenu Caloris biće slika neverovatnog uništenja. Općenito, gotovo je tako ispalo: tamo je otkriveno ogromno brdsko područje s valovitom površinom, iako sam očekivao da će tu biti antipodni krater. Činilo mi se da će tokom kolapsa seizmičkog talasa doći do pojave „ogledala“ pada asteroida. To opažamo kada kap padne na mirnu površinu vode: prvo stvara malu depresiju, a zatim voda juri natrag i baca novu malu kap. Ovo se nije dogodilo na Merkuru, a sada razumemo zašto. Pokazalo se da su njegova crijeva nehomogena i do preciznog fokusiranja valova nije došlo.

Generalno, reljef Merkura je glatkiji od reljefa Meseca. Na primjer, zidovi kratera Merkura nisu tako visoki. Vjerovatni razlog za to je veća gravitacija i toplija i mekša unutrašnjost Merkura.

Venera- druga planeta od Sunca i najmisterioznija od zemaljskih planeta. Nije jasno šta je porijeklo njegove vrlo guste atmosfere, gotovo u potpunosti sastavljene od ugljičnog dioksida (96,5%) i dušika (3,5%) i koja uzrokuje snažan efekat staklene bašte. Nije jasno zašto se Venera tako sporo rotira oko svoje ose - 244 puta sporije od Zemlje, a takođe i u suprotnom smeru. Istovremeno, masivna atmosfera Venere, odnosno njen oblačni sloj, obleti planetu za četiri zemaljska dana. Ova pojava se naziva superrotacija atmosfere. Istovremeno, atmosfera trlja o površinu planete i trebalo je davno usporiti. Na kraju krajeva, ne može se kretati planetom dugo vremena, solidan koji praktično stoji. Ali atmosfera se rotira, pa čak i u smjeru suprotnom od rotacije same planete. Jasno je da se energija atmosfere raspršuje od trenja o površinu, a njen ugaoni moment se prenosi na tijelo planete. To znači da postoji priliv energije (očigledno - solarne), zbog čega ona radi toplotni motor. Pitanje: Kako je ova mašina implementirana? Kako se energija Sunca pretvara u kretanje atmosfere Venere?

Zbog spore rotacije Venere, Koriolisove sile na njoj su slabije nego na Zemlji, pa su atmosferski cikloni tamo manje kompaktni. U stvari, postoje samo dva: jedan na sjevernoj hemisferi, drugi na južnoj. Svaki od njih "vijuje" od ekvatora do svog pola.

Gornji slojevi atmosfere Venere detaljno su proučavani preletom (izvođenjem gravitacionog manevara) i orbitalnim sondama - američkim, sovjetskim, evropskim i japanskim. Tamo su nekoliko decenija vozila serije Venera lansirali sovjetski inženjeri i to je bio naš najuspešniji proboj u oblasti istraživanja planeta. Glavni zadatak je bio spustiti vozilo za spuštanje na površinu da vidi šta se nalazi ispod oblaka.

Dizajneri prvih sondi, kao i autori naučnofantastičnih radova tih godina, vodili su se rezultatima optičkih i radioastronomskih opservacija, iz kojih je proizašlo da je Venera topliji analog naše planete. Zato su sredinom 20. veka svi pisci naučne fantastike, od Beljajeva, Kazanceva i Strugackog do Lema, Bredberija i Hajnlajna, zamišljali Veneru kao negostoljubivu (vruću, močvarnu, sa otrovnom atmosferom), ali uopšte, svet slično Zemlji. Iz istog razloga, prvi lenderi venerinskih sondi napravljeni su ne baš jaki, nesposobni da odole velikom pritisku. I umirali su, spuštajući se u atmosferu, jedan po jedan. Tada su njihova kućišta počela da se ojačavaju, dizajnirana za pritisak od 20 atmosfera. Ali ni ovo nije bilo dovoljno. Tada su dizajneri, "zagrizajući bit", napravili sondu od titanijuma koja može da izdrži pritisak od 180 atm. I bezbedno je sleteo na površinu ("Venera-7", 1970). Imajte na umu da ne može svaka podmornica izdržati takav pritisak, koji prevladava na dubini od oko 2 km u oceanu. Ispostavilo se da blizu površine Venere pritisak ne pada ispod 92 atm (9,3 MPa, 93 bara), a temperatura je 464 °C.

Tek 1970. godine konačno je okončan san o gostoljubivoj Veneri, sličnoj Zemlji iz karbonskog perioda, da su površine Venere postale rutinska operacija, ali na njoj se ne može dugo raditi vrijeme: nakon 1-2 sata unutrašnjost aparata se zagrijava, a elektronika otkazuje.

Prvo umjetni sateliti pojavio se u blizini Venere 1975. ("Venera-9 i -10"). Općenito, rad na površini Venere Venera-9 ... -14 vozila za spuštanje (1975-1981) pokazao se izuzetno uspješnim, koji su proučavali i atmosferu i površinu planete na mjestu slijetanja, čak je uspio uzeti uzorke tla i odrediti ga hemijski sastav i mehanička svojstva. No, najveći učinak među ljubiteljima astronomije i astronautike izazvale su fotografske panorame mjesta slijetanja koje su oni prenosili, prvo crno-bijelo, a kasnije i u boji. Inače, Venerino nebo, gledano sa površine, je narandžasto. Zgodno! Do sada (2017.) ove slike su ostale jedine i od velikog su interesa za planetarne naučnike. I dalje se obrađuju i na njima se s vremena na vrijeme pronalaze novi dijelovi.

Američka kosmonautika je također dala značajan doprinos proučavanju Venere tih godina. Leteća vozila "Mariner-5 i -10" proučavala su gornje slojeve atmosfere. Pioneer Venera 1 (1978) postao je prvi američki satelit Venere i izvršio je radarska mjerenja. A Pioneer-Venus-2 (1978) poslao je 4 vozila za spuštanje u atmosferu planete: jedno veliko (315 kg) sa padobranom u ekvatorijalnu oblast dnevne hemisfere i tri mala (po 90 kg) bez padobrana - do srednjim geografskim širinama i severno od dnevne hemisfere, kao i noćne hemisfere. Nijedan od njih nije bio dizajniran za rad na površini, ali je jedno od malih vozila sigurno sletjelo (bez padobrana!) i radilo na površini više od sat vremena. Ovaj slučaj vam omogućava da osjetite kolika je gustina atmosfere blizu površine Venere. Atmosfera Venere je gotovo 100 puta masivnija od Zemljine atmosfere, a njena gustina na površini iznosi 67 kg/m 3 , što je 55 puta gušće od Zemljinog vazduha i samo 15 puta manje od gustine vode u tečnom stanju.

Bilo je prilično teško stvoriti jake naučne sonde koje bi mogle izdržati pritisak atmosfere Venere, kao na kilometarskoj dubini u našim okeanima. Ali bilo je još teže natjerati ih da izdrže temperaturu okoline od 464 ° C u prisustvu tako gustog zraka. Protok toplote kroz kućište je kolosalan. Stoga su čak i najpouzdaniji uređaji radili ne više od dva sata. Da bi se brzo spustili na površinu i tamo produžili rad, Venere su prilikom sletanja ispustile padobran i nastavili spuštanje, kočio ih je samo mali štit na trupu. Udar na površinu ublažio je poseban uređaj za prigušivanje - nosač za slijetanje. Dizajn se pokazao toliko uspješnim da je Venera-9 bez problema sjela na padinu s nagibom od 35 ° i normalno radila.

S obzirom na visok albedo Venere i kolosalnu gustinu njene atmosfere, naučnici su sumnjali da će blizu površine biti dovoljno sunčeve svetlosti za fotografisanje. Osim toga, gusta magla bi mogla visjeti na dnu plinovitog okeana Venere, raspršujući sunčevu svjetlost i ne dozvoljavajući da se dobije kontrastna slika. Stoga su na prvim landerima postavljene halogene živine lampe koje su osvjetljavale tlo i stvarale svjetlosni kontrast. Ali ispostavilo se da tamo ima sasvim dovoljno prirodnog svjetla: na Veneri je svjetlo, kao u oblačnom danu na Zemlji. I kontrast u prirodnom svjetlu je također sasvim prihvatljiv.

U oktobru 1975. lenderi Venera-9 i -10 su preko svojih orbitalnih blokova prenijeli na Zemlju prve ikada slike površine druge planete (ako ne uzmemo u obzir Mjesec). Na prvi pogled, perspektiva na ovim panoramama izgleda neobično izobličena zbog rotacije smjera snimanja. Ove slike su dobijene telefotometrom (optičko-mehaničkim skenerom), čiji se „izgled“ polako pomiče sa horizonta ispod nogu lendera, a zatim na drugi horizont: dobijen je zamah od 180°. Dva telefotometra na suprotnim stranama aparata trebalo je da daju potpunu panoramu. Ali poklopci na sočivima nisu se uvijek otvarali. Na primjer, na "Veneri-11 i -12" nijedna od četiri se nije otvorila.

Jedan od najljepših eksperimenata na proučavanju Venere izveden je pomoću sondi BeGa-1 i -2 (1985.). Njihov naziv je skraćenica za "Venera-Halej", jer su nakon razdvajanja spuštajućih vozila usmerenih na površinu Venere, leteći delovi sondi krenuli da istražuju jezgro Halejeve komete i to po prvi put uspešno uradili. Lenderi takođe nisu bili sasvim obični: glavni deo aparata je sleteo na površinu, a prilikom spuštanja od njega se odvojio balon francuskih inženjera koji je leteo oko dva dana u atmosferi Venere na visini od 53 -55 km, prenos podataka o temperaturi i pritisku na Zemlju, osvjetljenju i vidljivosti u oblacima. Zahvaljujući snažnom vjetru koji je duvao na ovoj visini brzinom od 250 km/h, baloni su uspjeli da oblete značajan dio planete. Zgodno!

Fotografije sa mjesta slijetanja prikazuju samo male dijelove površine Venere. Da li je moguće vidjeti cijelu Veneru kroz oblake? Može! Radar vidi kroz oblake. Dva su odletjela na Veneru Sovjetski satelit sa bočnim radarima i jednim američkim. Na osnovu njihovih zapažanja, sastavljene su radio karte Venere vrlo visoke rezolucije. Teško je to demonstrirati na opštoj karti, ali je jasno vidljivo na zasebnim fragmentima karte. Nivoi su prikazani u boji na radio kartama: plava i plava su nizine; da ima vode na Veneri, to bi bili okeani. Ali tečna voda ne može postojati na Veneri. Da i gasovita voda takođe skoro da i nema. Zelenkasti i žućkasti su kontinenti, nazovimo ih tako. Crveno-bijele su najviše tačke na Veneri. Ovo je "Venerijanski Tibet" - najviša visoravan. Najviši vrh na njemu - Mount Maxwell - uzdiže se na 11 km.

Ne postoje pouzdane činjenice o utrobi Venere, o njenoj unutrašnjoj strukturi, budući da tamo još nisu provedena seizmička istraživanja. Osim toga, spora rotacija planete ne dozvoljava mjerenje njenog momenta inercije, što bi moglo reći o raspodjeli gustoće s dubinom. Do sada su se teorijske ideje bazirale na sličnosti Venere sa Zemljom, a prividno odsustvo tektonike ploča na Veneri objašnjava se odsustvom vode na njoj, koja služi kao "mazivo" na Zemlji, omogućavajući pločama da klize. i rone jedno pod drugo. Zajedno sa visokom temperaturom površine, to dovodi do usporavanja ili čak potpunog izostanka konvekcije u tijelu Venere, smanjuje brzinu hlađenja njegove unutrašnjosti i može objasniti nedostatak magnetnog polja u njemu. Sve ovo izgleda logično, ali zahtijeva eksperimentalnu provjeru.

Usput, oh zemlja. Neću detaljno raspravljati o trećoj planeti od Sunca, pošto nisam geolog. Štaviše, svako od nas ima opšta ideja o Zemlji čak i na osnovu školskog znanja. Ali u vezi sa proučavanjem drugih planeta, napominjem da nam crijeva naše planete također nisu potpuno jasna. Gotovo svake godine dolazi do velikih otkrića u geologiji, ponekad se čak otkrivaju novi slojevi u utrobi Zemlje. Čak ni ne znamo tačno temperaturu u jezgru naše planete. Pogledajte nedavne recenzije: neki autori smatraju da je temperatura na granici unutrašnjeg jezgra oko 5000 K, a drugi - da je više od 6300 K. Ovo su rezultati teorijskih proračuna, koji uključuju ne baš pouzdane parametre koji opisuju svojstva materije na temperaturi od hiljada kelvina i pritisku od milion bara. Dok se ova svojstva pouzdano ne prouče u laboratoriji, nećemo dobiti tačna saznanja o utrobi Zemlje.

Jedinstvenost Zemlje među planetama sličnim njoj leži u prisustvu magnetnog polja i tekuće vode na površini, a drugo je, očigledno, posledica prvog: Zemljina magnetosfera štiti našu atmosferu i, posredno, hidrosferu od tokova solarnog vjetra. Da bi se stvorilo magnetsko polje, kako se sada čini, u utrobi planete mora postojati tekući elektroprovodljivi sloj, prekriven konvektivnim kretanjem, i brza dnevna rotacija koja osigurava Coriolisovu silu. Samo pod tim uslovima aktivira se dinamo mehanizam koji pojačava magnetno polje. Venera jedva rotira, tako da nema magnetno polje. Gvozdeno jezgro malog Marsa odavno se hladilo i stvrdnulo, pa je i lišeno magnetnog polja. Merkur se, čini se, rotira veoma sporo i trebalo je da se ohladi pre Marsa, ali ima sasvim opipljivo dipolno magnetno polje jačine 100 puta slabije od Zemljinog. Paradoks! Uticaj plime i oseke Sunca sada se smatra odgovornim za održavanje željeznog jezgra Merkura u rastopljenom stanju. Proći će milijarde godina, gvozdeno jezgro Zemlje će se ohladiti i stvrdnuti, lišavajući našu planetu magnetske zaštite od sunčevog vjetra. A jedina čvrsta planeta sa magnetnim poljem ostat će - začudo - Merkur.

A sada da se okrenemo mars. Njegovo izgled odmah nas privlači iz dva razloga: čak i na fotografijama snimljenim izdaleka vidljive su bijele polarne kape i prozirna atmosfera. Ovo je povezano sa Marsom sa Zemljom: polarne kape pokreću ideju o prisutnosti vode, a atmosfera - o mogućnosti disanja. I iako na Marsu s vodom i zrakom nije sve tako sigurno kao što se čini na prvi pogled, ova planeta već dugo privlači istraživače.

U prošlosti su astronomi proučavali Mars kroz teleskop i stoga su se radovali trenucima koji se zovu „Marsove opozicije“. Šta je suprotstavljeno čemu u ovim trenucima?

Sa stanovišta zemaljskog posmatrača, u trenutku suprotstavljanja, Mars je na jednoj strani Zemlje, a Sunce na drugoj. Jasno je da se upravo u tim trenucima Zemlja i Mars približavaju na minimalnoj udaljenosti, Mars je vidljiv na nebu cijelu noć i dobro je osvijetljen Suncem. Zemlja napravi svoju revoluciju oko Sunca za godinu dana, a Mars za 1,88 godina, tako da prosječan vremenski interval između opozicija traje nešto više od dvije godine. Posljednja opozicija Marsa bila je 2016. godine, međutim, nije bila posebno bliska. Orbita Marsa je primetno eliptična, tako da se najbliži prilazi Zemlji dešavaju kada se Mars nalazi u oblasti perihela svoje orbite. Na Zemlji (u našoj eri) je kraj avgusta. Stoga se avgustovski i septembarski sukobi nazivaju "velikim"; u ovim trenucima, koji dolaze svakih 15-17 godina, naše planete se približavaju jedna drugoj za manje od 60 miliona km. To će se dogoditi 2018. Super bliska konfrontacija dogodila se 2003. godine: tada je Mars bio udaljen samo 55,8 miliona km. S tim u vezi, rođen je novi termin - "najveće opozicije Marsa": to se sada smatraju prilazima manjim od 56 miliona km. Javljaju se 1-2 puta u veku, ali u sadašnjem veku biće ih čak tri - sačekajte 2050. i 2082. godinu.

Ali čak i u trenucima velikih sukoba, malo se toga može vidjeti na Marsu kroz teleskop sa Zemlje. Evo crteža astronoma koji gleda na Mars kroz teleskop. Nespremna osoba će pogledati i biti razočarana - neće vidjeti baš ništa, samo malu ružičastu „kapljicu“. Ali u istom teleskopu, iskusno oko astronoma vidi više. Astronomi su odavno primetili polarnu kapu, pre nekoliko vekova. Kao i tamna i svijetla područja. Tamne su se tradicionalno nazivale morima, a svijetle - kontinentima.

Povećano interesovanje za Mars pojavilo se u doba velike opozicije 1877: - do tada su već bili izgrađeni dobri teleskopi, a astronomi su napravili nekoliko važna otkrića. Američki astronom Asaph Hall otkrio je mjesece Marsa - Fobos i Deimos. A italijanski astronom Giovanni Schiaparelli nacrtao je misteriozne linije na površini planete - Marsovske kanale. Naravno, Schiaparelli nije bio prvi koji je vidio kanale: neki od njih su primijetili prije njega (na primjer, Angelo Secchi). Ali nakon Schiaparellija, ova tema je postala dominantna u proučavanju Marsa dugi niz godina.

Posmatranja detalja površine Marsa, poput "kanala" i "mora", označila su početak nove etape u proučavanju ove planete. Schiaparelli je vjerovao da bi "mora" Marsa zaista mogla biti vodena tijela. Budući da su linije koje ih povezuju morale dobiti ime, Schiaparelli ih je nazvao "kanali" (canali), što znači morski tjesnaci, a nikako građevine koje je napravio čovjek. On je vjerovao da voda zapravo teče kroz ove kanale u polarnim područjima tokom topljenja polarnih kapa. Nakon otkrića "kanala" na Marsu, neki naučnici su predložili njihovu umjetnu prirodu, što je poslužilo kao osnova za hipoteze o postojanju inteligentnih bića na Marsu. Ali sam Schiaparelli ovu hipotezu nije smatrao naučno utemeljenom, iako nije isključio postojanje života na Marsu, možda čak i inteligentnog.

Međutim, ideja o vještačkom sistemu kanala za navodnjavanje na Marsu počela je da se širi u drugim zemljama. To je dijelom bilo zbog činjenice da je talijanski kanal na engleskom bio predstavljen kao kanal (uvijeni plovni put), a ne kao kanal (prirodni morski tjesnac). Da, i na ruskom riječ "kanal" znači umjetna struktura. Ideja o Marsovcima tada je zaokupila mnoge, i to ne samo pisce (sjetite se HG Wellsa sa njegovim "Ratom svjetova", 1897), već i istraživače. Najpoznatiji od njih bio je Percival Lovell. Ovaj Amerikanac stekao je odlično obrazovanje na Harvardu, podjednako savladavajući matematiku, astronomiju i humanističke nauke. Ali kao potomak plemićke porodice, radije bi postao diplomata, pisac ili putnik nego astronom. Međutim, nakon što je pročitao Schiaparellijeve radove o kanalima, zainteresovao se za Mars i povjerovao u postojanje života i civilizacije na njemu. Generalno, napustio je sve druge poslove i počeo da proučava Crvenu planetu.

Sa novcem svoje bogate porodice, Lovell je izgradio opservatoriju i počeo da farba kanale. Imajte na umu da je fotografija tada bila u povojima, a oko iskusnog posmatrača je u stanju da primeti najsitnijih detalja u uslovima atmosferske turbulencije, koja iskrivljuje slike udaljenih objekata. Najdetaljnije su bile karte marsovskih kanala napravljene u Lovell opservatoriju. Osim toga, kao dobar pisac, Lovell je napisao neke od najzabavnijih knjiga - Mars i njegovi kanali (1906), Mars kao prebivalište života(1908) i dr. Samo jedan od njih je pre revolucije preveden na ruski: "Mars i život na njemu" (Odesa: Matezis, 1912). Ove knjige očarale su čitavu generaciju nadom da će upoznati Marsovce.

Treba priznati da priča o marsovskim kanalima nije dobila iscrpno objašnjenje. Postoje stari crteži sa kanalima i moderne fotografije bez njih. Gdje su kanali? šta je to bilo? Astronomska zavera? Masovno ludilo? Samohipnoza? Teško je zbog toga zamjeriti naučnicima koji su dali svoje živote nauci. Možda je odgovor na ovu priču pred nama.

I danas proučavamo Mars, po pravilu, ne kroz teleskop, već uz pomoć međuplanetarnih sondi. (Iako se za to još uvijek koriste teleskopi i ponekad donose važne rezultate.) Let sondi na Mars se odvija po energetski najpovoljnijoj polueliptičnoj putanji. Koristeći Keplerov treći zakon, lako je izračunati trajanje takvog leta. Zbog velikog ekscentriciteta marsovske orbite, vrijeme leta ovisi o sezoni lansiranja. U prosjeku, let od Zemlje do Marsa traje 8-9 mjeseci.

Može li se misija s ljudskom posadom poslati na Mars? Ovo je velika i zanimljiva tema. Čini se da je sve što je za to potrebno snažno lansirno vozilo i udobna svemirska letjelica. Još niko nema dovoljno moćne nosače, ali američki, ruski i kineski inženjeri rade na njima. Nema sumnje da će takvu raketu u narednim godinama stvarati državna preduzeća (na primjer, naša nova raketa Angara u najsnažnijoj verziji) ili privatne kompanije (Elon Musk – zašto ne).

Postoji li brod u kojem će astronauti provesti mnogo mjeseci na putu do Marsa? Za sada toga nema. Svi postojeći (Soyuz, Shenzhou) pa čak i oni koji se testiraju (Dragon V2, CST-100, Orion) su jako skučeni i pogodni samo za let do Mjeseca, gdje je udaljen samo 3 dana. Istina, postoji ideja za naduvavanje dodatnih prostorija nakon polijetanja. U jesen 2016. godine, modul na naduvavanje je testiran na ISS-u i dobro se pokazao. Tako će se uskoro pojaviti i tehnička mogućnost leta na Mars. U čemu je problem? U muškarcu!

Stalno smo izloženi prirodnoj radioaktivnosti zemaljskih stijena, strujama kosmičkih čestica ili umjetno stvorenoj radioaktivnosti. Na površini Zemlje, pozadina je slaba: zaštićeni smo magnetosferom i atmosferom planete, kao i tijelom koje pokriva donju hemisferu. U niskoj Zemljinoj orbiti, gdje rade astronauti ISS-a, atmosfera više ne pomaže, tako da pozadinu zračenja povećava stotine puta. AT otvoreni prostor nekoliko je puta veći. Ovo značajno ograničava trajanje sigurnog boravka osobe u svemiru. Treba napomenuti da je radnicima u nuklearnoj industriji zabranjeno primati više od 5 rem godišnje - to je gotovo sigurno za zdravlje. Astronautima je dozvoljeno da primaju do 10 rema godišnje (prihvatljiv nivo opasnosti), što ograničava trajanje njihovog rada na ISS-u na godinu dana. A let na Mars sa povratkom na Zemlju u najboljem slučaju (ako nema snažnih baklji na Suncu) će dovesti do doze od 80 rem, što će stvoriti veliku vjerovatnoću onkološke bolesti. Upravo je to glavna prepreka letu čovjeka na Mars. Da li se astronauti mogu zaštititi od zračenja? Teoretski, moguće je.

Mi na Zemlji zaštićeni smo atmosferom čija je debljina, u smislu količine materije po kvadratnom centimetru, jednaka sloju vode od 10 metara. Svjetlosni atomi bolje raspršuju energiju kosmičkih čestica, pa zaštitni sloj letjelice može biti debeo 5 metara. Ali čak i na skučenom brodu, masa ove zaštite mjerit će se stotinama tona. Slanje takvog broda na Mars je izvan snage moderne, pa čak i perspektivne rakete.

Uredu onda. Pretpostavimo da postoje volonteri koji su spremni riskirati svoje zdravlje i otići na Mars u jednom smjeru bez zaštite od zračenja. Da li će moći da rade tamo nakon sletanja? Može li se očekivati ​​od njih da završe zadatak? Sjećate se kako se astronauti, nakon što su proveli pola godine na ISS-u, osjećaju odmah nakon što su sletjeli na tlo? Nose se na rukama, stavljaju na nosila i dvije-tri sedmice se rehabilituju, vraćajući snagu kostiju i mišićnu snagu. A na Marsu ih niko ne može nositi na rukama. Tamo ćete morati sami da izađete i radite u teškim praznim odelima, kao na mesecu. Na kraju krajeva, pritisak atmosfere na Marsu je skoro nula. Odijelo je veoma teško. Na Mesecu se u njemu bilo relativno lako kretati, pošto je gravitacija 1/6 Zemljine, a tokom tri dana leta na Mesec mišići nemaju vremena da oslabe. Astronauti će na Mars stići nakon mnogo mjeseci provedenih u bestežinskom stanju i radijaciji, a gravitacija na Marsu je dva i po puta veća od mjesečeve. Osim toga, na samoj površini Marsa zračenje je gotovo isto kao i u svemiru: Mars nema magnetno polje, a njegova atmosfera je previše rijetka da bi služila kao zaštita. Dakle, film "Marsovac" je fantazija, veoma lepa, ali nerealna.

Kako smo ranije zamišljali marsovsku bazu? Stigli smo, postavili laboratorijske module na površinu, živimo i radimo u njima. A sada evo kako: doletjeli smo, ukopali se, izgradili skloništa na dubini od najmanje 2-3 metra (ovo je prilično pouzdana zaštita od zračenja) i pokušavamo rjeđe i ne dugo izlaziti na površinu. Izlasci na površinu su epizodični. Uglavnom sjedimo pod zemljom i kontroliramo rad rovera. Tako da se mogu kontrolisati sa Zemlje, još efikasnije, jeftinije i bez rizika po zdravlje. Što se radi nekoliko decenija.

O tome šta su roboti naučili o Marsu -.

Ilustracije pripremili V. G. Surdin i N. L. Vasilyeva koristeći NASA fotografije i slike sa javnih stranica

Najbliža Suncu je zemaljska grupa planeta. Sastoji se od metala ili silikatnog kamena, pa se takva planeta naziva kamenita ili telurska. Zemlja planeta je unutar Sunčevog sistema. Takva planeta se naziva zemaljskom, jer u njenom sastavu postoje elementi koji nalikuju planeti Zemlji. Čak i ime koje je dobila na latinskom " Terra "- znači "zemlja" u prijevodu.

Ako se planete plinovitih divova sastoje od raznih vrsta vode, helijuma i vodika, koji mogu preći u različita fizička stanja, onda zemaljske grupe planeta imaju izuzetno čvrstu površinu. Ove planete su uključene u istu grupu zbog sličnosti njihove strukture: unutar njih je metalno jezgro, koje je željezo, a ovo jezgro je okruženo posebnim silikatnim omotačem. I ove planete su objedinjene u jednu grupu, jer svaka od njih ima zemaljske komponente, koje uključuju vulkane, planine, kanjone i druge.

Zemaljska grupa planeta ima nekomprimiranu gustoću jednaku nultom pritisku prosječne gustine materije bilo koje planete. Ali pošto kompresija može povećati njegovu gustinu u jezgri planeta, stvarna prosječna gustina i nekomprimirana gustina mogu se razlikovati. Naučnici određuju prosječnu gustinu za svaku zemaljsku planetu posebno, jer izračunavanje gustine zavisi od veličine i onoga što je uključeno u njen sastav.

Ne postoji način da se zna koliko je zemaljskih planeta zapravo postojalo kada je Sunčev sistem tek počeo da se formira. Možda su protjerani sa četiri planete, ili ujedinjeni (povezani) jedni s drugima. Planetarna maglina se reorganizirala i postojale su četiri takve planete - Mars, Merkur, Venera i naravno sama Zemlja.

Karakteristike zemaljskih planeta

mars

Ova planeta je kao polovina Zemlje, a četvrta od Sunca. Gotovo da nema atmosfere, samo ugljen-dioksid, a najhladniji je (od 00 stepeni do minus 113C). Dan na Marsu je identičan Zemlji, ali je godina duža - 687 dana. Na Marsu nema tečnosti, postoje ledene kape gasa i vode u zamrznutom stanju. Mars je poznat po vulkanima, kraterima i dva satelita - Deimos i Fobos.

Merkur

Najbliži je Suncu i najmanji od četiri. Ona je nešto veća od mjeseca. Površina Merkura je posuta udarnim kraterima koji su na njoj ostavili tragove. To se dogodilo zbog odsustva (ili prisustva u maloj mjeri) atmosfere. Temperatura na Merkuru je van skale, širenje je ogromno od 4270 do minus 173C. To ga razlikuje od ostalih planeta. Raspon temperature se povećava/smanjuje u zavisnosti od lokacije prema suncu (visoko na okrenutoj strani, nisko na strani koja nije okrenuta). Možete zaobići sunce za 88 dana. To je moguće zbog njegove vrlo bliske lokacije (46 miliona kilometara). Zanimljivo je da je planeta veoma spora i da je jedan dan jednak 59 zemaljskih dana.

Venera

Ova planeta je gotovo analogna Zemlji (gustina, veličina, struktura). Postoji prisutna sumporna kiselina predstavljen u oblacima, i ugljični dioksid. Iako Venera nije blizu Sunca, za razliku od Merkura, ona je najtoplija (4500C). Venera je poznata po svojoj retrogradnoj rotaciji: zapad - sunce izlazi, istok - zalazi. Dan na Veneri je veoma dug i sastoji se od 243 zemaljska dana. Godina traje 225 dana. Venera je prelepa i vedro se predstavlja, pojavljujem se u obliku Jutarnje zvezde.

zemlja

To je tek peta najveća planetarna maglina u Sunčevom sistemu i treća najveća od samog Sunca. Među svim planetama, to je jedina naseljena. Possessing tečno stanje voda, rodila je život. Udišemo zrak koji je samo 28 posto kisika, ostalo je dušik i 1 posto argona i ugljičnog dioksida. Naseljiva planeta mijenja godišnja doba zbog svog vertikalnog nagiba od 23 stepena. Godina ima 365 dana, a dan 24 sata.

Uvod

Među brojnim nebeskim tijelima koje proučava moderna astronomija, planete zauzimaju posebno mjesto. Uostalom, svi dobro znamo da je Zemlja na kojoj živimo planeta, pa su planete tijela, u osnovi slična našoj Zemlji.

Ali u svijetu planeta nećemo ni sresti dvije koje su potpuno slične jedna drugoj. Raznolikost fizičkih uslova na planetama je veoma velika. Udaljenost planete od Sunca (a samim tim i količina sunčeve topline i površinske temperature), njena veličina, gravitacijski napon na površini, orijentacija osi rotacije koja određuje promjenu godišnjih doba, prisutnost i sastav atmosfera, unutrašnja struktura i mnoga druga svojstva su različita za svakih devet planeta u Sunčevom sistemu.

Govoreći o raznolikosti stanja na planetama, možemo bolje razumjeti zakonitosti njihovog razvoja i saznati njihov odnos između pojedinih svojstava planeta. Tako, na primjer, njegova sposobnost da zadrži atmosferu jednog ili drugog sastava ovisi o veličini, masi i temperaturi planete, a prisutnost atmosfere, zauzvrat, utječe na toplinski režim planete.

Kako pokazuje proučavanje uslova pod kojima je moguć nastanak i dalji razvoj žive materije, samo na planetama možemo tražiti znakove postojanja organskog života. Zato proučavanje planeta, pored opšteg interesa, ima veliki značaj u smislu svemirske biologije.

Proučavanje planeta je od velikog značaja, pored astronomije, i za druge oblasti nauke, pre svega nauke o Zemlji - geologiju i geofiziku, kao i za kosmogoniju - nauku o nastanku i razvoju nebeskih tela, uključujući i našu Zemlju. .

Terestričke planete uključuju planete: Merkur, Veneru, Zemlju i Mars.

Merkur.

Opće informacije.

Merkur je najbliža planeta Suncu u Sunčevom sistemu. Prosječna udaljenost od Merkura do Sunca je samo 58 miliona km. Među velikim planetama, ima najmanje dimenzije: prečnik mu je 4865 km (0,38 prečnika Zemlje), masa 3,304 * 10 23 kg (0,055 mase Zemlje ili 1: 6025000 mase sunce); prosječna gustina 5,52 g/cm 3 . Merkur je sjajna zvezda, ali ga nije tako lako videti na nebu. Činjenica je da nam je Merkur, budući da je blizu Sunca, uvijek vidljiv nedaleko od solarnog diska, udaljavajući se od njega bilo lijevo (na istok), a zatim udesno (na zapad) samo na kratkoj udaljenosti , koji ne prelazi 28 O. Dakle, može se vidjeti samo u onim danima u godini kada se najviše udaljava od Sunca velika udaljenost. Neka se, na primjer, Merkur udaljio od Sunca ulijevo. Sunce i sve svjetiljke u svom svakodnevnom kretanju lebde nebom s lijeva na desno. Dakle, Sunce prvo zalazi, a nakon nešto više od sat vremena Merkur, a mi moramo tražiti ovu planetu nisko iznad zapadnog horizonta.

Saobraćaj.

Merkur se kreće oko Sunca na prosječnoj udaljenosti od 0,384 astronomske jedinice (58 miliona km) po eliptičnoj orbiti sa velikim ekscentricitetom e-0,206; u perihelu je udaljenost do Sunca 46 miliona km, au afelu 70 miliona km. Planeta obavi potpuni let oko Sunca za tri zemaljska mjeseca ili 88 dana brzinom od 47,9 km/s. Krećući se svojom putanjom oko Sunca, Merkur se istovremeno okreće oko svoje ose tako da je jedna te ista njegova polovina uvek okrenuta prema Suncu. To znači da je na jednoj strani Merkura uvijek dan, a na drugoj noć. U 60-im godinama. pomoću radarskih opažanja, otkriveno je da Merkur rotira oko svoje ose smjer naprijed(tj. kao u orbitalnom kretanju) sa periodom od 58,65 dana (u odnosu na zvijezde). Dužina solarnog dana na Merkuru je 176 dana. Ekvator je nagnut u odnosu na ravan svoje orbite za 7°. Ugaona brzina aksijalne rotacije Merkura je 3/2 orbitalne i odgovara ugaonoj brzini njegovog kretanja u orbiti kada je planeta u perihelu. Na osnovu ovoga, može se pretpostaviti da je brzina rotacije Merkura posledica plimnih sila sa Sunca.

Atmosfera.

Merkur je možda lišen atmosfere, iako polarizacija i spektralna opažanja ukazuju na prisustvo slabe atmosfere. Uz pomoć Marinera-10, utvrđeno je prisustvo visoko razrijeđenog plinovitog omotača u blizini Merkura, koji se sastoji uglavnom od helijuma. Ova atmosfera je u dinamičkoj ravnoteži: svaki atom helijuma ostaje u njoj oko 200 dana, nakon čega napušta planetu, a na njeno mjesto dolazi druga čestica iz plazme solarnog vjetra. Pored helijuma, u atmosferi Merkura pronađena je neznatna količina vodonika. On je oko 50 puta manji od helijuma.

Takođe se pokazalo da Merkur ima slabo magnetno polje, čija je jačina samo 0,7% Zemljine. Nagib ose dipola prema osi rotacije Merkura je 12 0 (zemlja je 11 0)

Pritisak na površini planete je otprilike 500 milijardi puta manji od pritiska na površini Zemlje.

Temperatura.

Merkur je mnogo bliži Suncu od Zemlje. Dakle, Sunce na njemu sija i grije 7 puta jače od našeg. Na dnevnoj strani Merkura je strašno vruće, vječni je pakao. Mjerenja pokazuju da se temperatura tamo penje do 400 O iznad nule. Ali na noćnoj strani uvijek bi trebao biti jak mraz, koji vjerovatno dostiže 200 O, pa čak i 250 O ispod nule. Ispostavilo se da je jedna polovina vrela kamena pustinja, a druga polovina ledena pustinja, možda prekrivena smrznutim gasovima.

Površina.

Sa putanje letelice Mariner 10 1974. godine, više od 40% površine Merkura je fotografisano u rezoluciji od 4 mm do 100 m, što je omogućilo da se Merkur vidi na isti način kao i Mesec u mrak sa Zemlje. Obilje kratera je najočiglednija karakteristika njegove površine, koja se na prvi pogled može uporediti sa mesecom.

Zaista, morfologija kratera je bliska mjesečevoj, a njihovo porijeklo udara je nesumnjivo: u većini njih vidljivi su tragovi izbacivanja materijala zgnječenog pri udaru uz formiranje u nekim slučajevima karakterističnih svijetlih zraka i polje sekundarnih kratera. Mnogi krateri imaju centralnu humku i terasastu strukturu unutrašnje padine. Zanimljivo, ne samo da skoro svi veliki krateri prečnika više od 40-70 km imaju takve karakteristike, već i značajno više manji krateri, unutar 5-70 km (naravno, riječ je o dobro očuvanim kraterima). Ove karakteristike se mogu pripisati i većoj kinetičkoj energiji tijela koja padaju na površinu i samom površinskom materijalu.

Stepen erozije i zaglađivanja kratera je različit. Općenito, krateri Merkura su manje duboki od lunarnih kratera, što se također može objasniti većom kinetičkom energijom meteorita zbog većeg ubrzanja gravitacije na Merkuru nego na Mjesecu. Zbog toga se udarni krater efikasnije puni izbačenim materijalom. Iz istog razloga, sekundarni krateri se nalaze bliže središnjem nego na Mjesecu, a naslage drobljenog materijala u manjoj mjeri maskiraju primarne oblike reljefa. Sami sekundarni krateri su dublji od lunarnih, što se opet objašnjava činjenicom da fragmenti koji padaju na površinu doživljavaju veće ubrzanje gravitacije.

Kao i na Mjesecu, moguće je, u zavisnosti od reljefa, razlikovati pretežno neravne „kontinentalne” i mnogo glađe „morske” regije. Potonje su uglavnom šupljine, koje su, međutim, mnogo manje nego na Mjesecu, njihove veličine obično ne prelaze 400-600 km. Osim toga, neki bazeni se teško razlikuju na pozadini okolnog reljefa. Izuzetak je spomenuti ogromni bazen Kanoris (More vrućine) dužine oko 1300 km, koji podsjeća na dobro poznato More kiša na Mjesecu.

U pretežnom kontinentalnom dijelu površine Merkura mogu se razlikovati i područja s velikim kraterima, s najvećim stepenom degradacije kratera, i stari međukraterski platoi koji zauzimaju ogromna područja, što ukazuje na široko razvijeni drevni vulkanizam. Ovo su najstariji preživjeli oblici reljefa planete. Izravnane površine kotlina očito su prekrivene najdebljim slojem usitnjenih stijena - regolita. Uz mali broj kratera, tu su i naborani grebeni koji podsjećaju na mjesečeve. Neki od ravnih područja uz bazene vjerovatno su nastali tokom taloženja materijala koji je iz njih izbačen. Istovremeno, za većinu ravnica pronađeni su sasvim sigurni dokazi njihovog vulkanskog porijekla, ali to je vulkanizam kasnijeg vremena nego na međukraterskim visoravni. Pažljivo istraživanje otkriva još jednu zanimljivu osobinu koja baca svjetlo na povijest formiranja planete. Riječ je o karakterističnim tragovima tektonske aktivnosti u svjetskim razmjerima u vidu specifičnih strmih izbočina, odnosno kosina. Eskarpi imaju dužinu od 20-500 km i visinu padina od nekoliko stotina metara do 1-2 km. Po svojoj morfologiji i geometriji položaja na površini, razlikuju se od uobičajenih tektonskih pukotina i rasjeda uočenih na Mjesecu i Marsu, a prije su nastali zbog potisaka, raslojavanja zbog naprezanja u površinskom sloju koji je nastao pri kompresiji Merkura. O tome svjedoči horizontalni pomak grebena nekih kratera.

Neki od škarpa su bombardovani i djelimično uništeni. To znači da su se formirali ranije od kratera na njihovoj površini. Iz sužavanja erozije ovih kratera, može se zaključiti da se kompresija kore dogodila tokom formiranja "mora" prije oko 4 milijarde godina. Najvjerovatnijim razlogom kontrakcije se, po svemu sudeći, mora smatrati početak hlađenja Merkura. Prema drugoj zanimljivoj pretpostavci koju su iznijeli brojni stručnjaci, alternativni mehanizam za snažnu tektonsku aktivnost planete tokom ovog perioda mogao bi biti plimsko usporavanje rotacije planete za oko 175 puta: od prvobitno procijenjene vrijednosti od oko 8 sati do 58,6 dana.

Venera.

Opće informacije.

Venera je druga planeta najbliža Suncu, skoro iste veličine kao Zemlja, a njena masa je više od 80% mase Zemlje. Iz ovih razloga, Venera se ponekad naziva i Zemljinom blizankom ili sestrom. Međutim, površina i atmosfera ove dvije planete su potpuno različite. Zemlja ima rijeke, jezera, okeane i atmosferu koju dišemo. Venera je vrela planeta sa gustom atmosferom koja bi bila fatalna za ljude. Prosječna udaljenost od Venere do Sunca je 108,2 miliona km; ona je praktično konstantna, pošto je orbita Venere bliža krugu od naše planete. Venera prima od Sunca u dva s ponovo više svjetlosti i topline od Zemlje. Međutim, na strani sjene, Venerom dominira mraz od više od 20 stepeni ispod nule, jer sunčevi zraci ovdje ne padaju jako dugo. Planeta ima veoma gustu, duboku i veoma oblačnu atmosferu, što nas sprečava da vidimo površinu planete. Atmosferu (gasnu školjku) je otkrio M. V. Lomonosov 1761. godine, što je takođe pokazalo sličnost Venere sa Zemljom. Planeta nema satelite.

Saobraćaj.

Venera ima gotovo kružnu orbitu (ekscentricitet 0,007) koju zaobiđe za 224,7 zemaljskih dana brzinom od 35 km/sec. na udaljenosti od 108,2 miliona km od Sunca. Venera rotira oko svoje ose za 243 zemaljska dana - maksimalno vrijeme među svim planetama. Venera rotira oko svoje ose u suprotnom smjeru, odnosno u suprotnom smjeru od svoje orbite. Ova spora i obrnuta rotacija znači da, gledano sa Venere, Sunce izlazi i zalazi samo dva puta godišnje, pošto je venerin dan jednak 117 zemaljskih dana. Osa rotacije Venere je skoro okomita na orbitalnu ravan (nagib 3°), tako da nema godišnjih doba - jedan dan je sličan drugom, ima isto trajanje i isto vreme. Ovakva ujednačenost vremena je dodatno poboljšana specifičnošću atmosfere Venere - njenim snažnim efektom staklene bašte. Takođe, Venera, kao i Mesec, ima svoje faze.

Temperatura.

Temperatura je oko 750 K na cijeloj površini i danju i noću. Razlog za tako visoku temperaturu blizu površine Venere je efekat staklene bašte: sunčeve zrake relativno lako prolaze kroz oblake njene atmosfere i zagrijavaju površinu planete, ali termalno infracrveno zračenje same površine izlazi kroz atmosferu. nazad u svemir sa velikim poteškoćama. Na Zemlji, gdje je količina ugljičnog dioksida u atmosferi mala, prirodni efekat staklene bašte podiže globalnu temperaturu za 30°C, dok na Veneri podiže temperaturu za još 400°C. Proučavajući fizičke posljedice najjačeg efekta staklene bašte na Veneru, imamo dobru predstavu o rezultatima da je akumulacija viška topline na Zemlji uzrokovana rastućom koncentracijom ugljičnog dioksida u atmosferi zbog sagorijevanja fosilnih goriva. - ugalj i nafta, mogu dovesti do.

Godine 1970., prva svemirska letjelica koja je sletjela na Veneru mogla je izdržati vrelinu samo oko jedan sat, ali to je bilo dovoljno vremena da pošalje podatke o stanju na površini.

Atmosfera.

Zagonetna atmosfera Venere bila je središnji dio programa istraživanja robota u posljednje dvije decenije. Najvažniji aspekti njenog istraživanja bili su hemijski sastav, vertikalna struktura i dinamika vazdušne sredine. Velika pažnja posvećena je oblačnosti koja igra ulogu nepremostive barijere za prodor optičkih elektromagnetnih valova u atmosferu. Prilikom snimanja Venere na televiziji bilo je moguće dobiti sliku samo oblačnog pokrivača. Neshvatljivi su bili izuzetna suhoća zraka i njegov fenomenalni efekat staklene bašte, zbog čega se stvarna temperatura površine i nižih slojeva troposfere pokazala više od 500 iznad efektivne (ravnoteže).

Atmosfera Venere je izuzetno vruća i suva zbog efekta staklene bašte. To je gusti pokrivač ugljičnog dioksida koji zadržava toplinu koja dolazi od sunca. Kao rezultat toga, akumulira se velika količina toplinske energije. Pritisak na površini je 90 bara (kao u Zemljinim morima na dubini od 900 m). Svemirski brodovi moraju biti dizajnirani tako da izdrže sili atmosfere.

Atmosfera Venere se sastoji uglavnom od ugljen-dioksida (CO 2) -97%, koji je u stanju da deluje kao neka vrsta pokrivača, zadržavajući sunčevu toplotu, kao i male količine azota (N 2) -2,0% , vodena para (H 2 O) -0,05% i kiseonik (O) -0,1%. Hlorovodonična kiselina (HCl) i fluorovodonična kiselina (HF) pronađene su kao male nečistoće. Ukupna količina ugljičnog dioksida na Veneri i Zemlji je približno ista. Jedino je na Zemlji vezan u sedimentnim stijenama i dijelom apsorbiran u vodenim masama okeana, dok je na Veneri sav koncentrisan u atmosferi. Tokom dana, površina planete je osvijetljena raspršenom sunčevom svjetlošću otprilike istog intenziteta kao i oblačnog dana na Zemlji. Na Veneri je noću viđeno mnogo munja.

Oblaci Venere se sastoje od mikroskopskih kapljica koncentrovane sumporne kiseline (H 2 SO 4). Gornji sloj oblaka je udaljen 90 km od površine, temperatura je oko 200 K; donji sloj je udaljen 30 km, temperatura je oko 430 K. Još niže je toliko vruće da nema oblaka. Naravno, na površini Venere nema tečne vode. Atmosfera Venere na nivou gornjeg sloja oblaka rotira u istom smjeru kao i površina planete, ali mnogo brže, čineći revoluciju za 4 dana; ovaj fenomen se zove superrotacija i za nju još nije pronađeno objašnjenje.

Površina.

Površina Venere je prekrivena stotinama hiljada vulkana. Ima ih nekoliko vrlo velikih: 3 km visokih i 500 km širokih. Ali većina vulkana je prečnika 2-3 km i visine oko 100 m. Izlivanje lave na Veneru traje mnogo duže nego na Zemlji. Venera je prevruća da bi se pojavili led, kiša ili oluje, tako da nema značajnih vremenskih prilika (vremenskih uvjeta). To znači da se vulkani i krateri gotovo nisu promijenili otkako su nastali prije više miliona godina.

Venera je prekrivena čvrstim kamenjem. Vruća lava kruži ispod njih, uzrokujući napetost u tankom površinskom sloju. Lava neprestano izbija iz rupa i pukotina u čvrstoj stijeni. Osim toga, vulkani neprestano emituju mlazove malih kapljica sumporne kiseline. Ponegdje se gusta lava, koja postepeno curi, akumulira u obliku ogromnih lokva širine do 25 km. Na drugim mjestima se na površini kupole formiraju ogromni mjehurići lave, koji potom otpadaju.

Na površini Venere pronađena je stijena bogata kalijem, uranijumom i torijumom, koja u kopnenim uvjetima ne odgovara sastavu primarnih vulkanskih stijena, već sekundarnih koje su podvrgnute egzogenoj preradi. Na drugim mjestima na površini se javljaju krupni šljunak i blokovi materijal tamnih stijena gustine 2,7-2,9 g/cm i drugi elementi tipični za bazalte. Tako se pokazalo da su površinske stijene Venere iste kao na Mjesecu, Merkuru i Marsu, eruptirale su magmatske stijene osnovnog sastava.

Malo se zna o unutrašnjosti Venere. Vjerovatno ima metalno jezgro koje zauzima 50% njegovog radijusa. Ali planeta nema magnetno polje zbog svoje vrlo spore rotacije.

Venera nikako nije gostoljubiv svijet, kako se nekada pretpostavljalo. Sa svojom atmosferom ugljičnog dioksida, oblacima sumporne kiseline i strašnom vrućinom, potpuno je neprikladan za ljude. Pod težinom ovih informacija, neke su se nade srušile: na kraju krajeva, prije manje od 20 godina, mnogi naučnici su smatrali da je Venera obećavajući objekt za svemirska istraživanja od Marsa.

Zemlja.

Opće informacije.

Zemlja je treća planeta od Sunca u Sunčevom sistemu. Oblik Zemlje je blizak elipsoidu, spljošten na polovima i rastegnut u ekvatorijalnoj zoni. Prosječni polumjer Zemlje je 6371,032 km, polarni - 6356,777 km, ekvatorijalni - 6378,160 km. Težina - 5.976 * 1024 kg. Prosječna gustina Zemlje je 5518 kg/m3. Površina Zemlje iznosi 510,2 miliona km², od čega je oko 70,8% u Svjetskom okeanu. Prosječna dubina mu je oko 3,8 km, a maksimalna (Marijanski rov u Tihom okeanu) je 11,022 km; zapremina vode je 1370 miliona km³, prosječni salinitet je 35 g/l. Kopno čini 29,2%, odnosno šest kontinenata i ostrva. Izdiže se iznad nivoa mora u prosjeku za 875 m; najveća visina (vrh Chomolungma na Himalajima) je 8848 m. Planine zauzimaju više od 1/3 površine kopna. Pustinje pokrivaju oko 20% površine kopna, savane i svijetle šume - oko 20%, šume - oko 30%, glečeri - preko 10%. Preko 10% zemljišta zauzima poljoprivredno zemljište.

Zemlja ima samo jedan satelit, Mjesec.

Zahvaljujući svojim jedinstvenim, možda i jedinim prirodnim uslovima u Univerzumu, Zemlja je postala mesto nastanka i razvoja organskog života. Prema modernim kosmogonijskim konceptima, planeta je nastala prije otprilike 4,6 - 4,7 milijardi godina od protoplanetarnog oblaka zarobljenog privlačenjem Sunca. Formiranje prve, najstarije od proučavanih stijena trajalo je 100-200 miliona godina. Prije otprilike 3,5 milijardi godina nastali su uslovi pogodni za nastanak života. Homo sapiens (Homo sapiens) kao vrsta pojavio se prije oko pola miliona godina, a formiranje modernog tipa čovjeka pripisuje se vremenu povlačenja prvog glečera, odnosno prije oko 40 hiljada godina.

Saobraćaj.

Kao i druge planete, kreće se oko Sunca po eliptičnoj orbiti, čiji je ekscentricitet 0,017. Udaljenost od Zemlje do Sunca u različitim tačkama orbite nije ista. Prosječna udaljenost je oko 149,6 miliona km. U procesu kretanja naše planete oko Sunca, ravnina Zemljinog ekvatora kreće se paralelno sa sobom na način da je u nekim dijelovima orbite globus sa svojom sjevernom hemisferom nagnut prema Suncu, au drugim - sa svojim južnim. Period okretanja oko Sunca je 365.256 dana, sa dnevnom rotacijom - 23 sata i 56 minuta. Osa rotacije Zemlje nalazi se pod uglom od 66,5º u odnosu na ravan njenog kretanja oko Sunca.

Atmosfera .

Zemljina atmosfera se sastoji od 78% dušika i 21% kisika (u atmosferi ima vrlo malo drugih plinova); rezultat je duge evolucije pod uticajem geoloških, hemijskih i bioloških procesa. Možda je rana Zemljina atmosfera bila bogata vodonikom, koji je tada pobjegao. Otplinjavanje crijeva ispunilo je atmosferu ugljičnim dioksidom i vodenom parom. Ali para se kondenzovala u okeanima, a ugljični dioksid je bio zarobljen u karbonatnim stijenama. Tako je dušik ostao u atmosferi, a kisik se postepeno pojavljivao kao rezultat vitalne aktivnosti biosfere. Čak i prije 600 miliona godina, sadržaj kisika u zraku bio je 100 puta manji nego danas.

Naša planeta je okružena ogromnom atmosferom. Prema temperaturi, sastav i fizička svojstva atmosfere mogu se podijeliti na različite slojeve. Troposfera je područje između Zemljine površine i visine od 11 km. Ovo je prilično debeo i gust sloj koji sadrži većinu vodene pare u zraku. U njemu se odvijaju gotovo sve atmosferske pojave koje su od direktnog interesa za stanovnike Zemlje. Troposfera sadrži oblake, padavine itd. Sloj koji odvaja troposferu od sljedećeg atmosferskog sloja, stratosfere, naziva se tropopauza. Ovo je područje veoma niskih temperatura.

Sastav stratosfere je isti kao i troposfera, ali se u njoj pojavljuje i koncentrira ozon. Ionosfera, odnosno jonizovani sloj vazduha, formira se i u troposferi iu nižim slojevima. Reflektira visokofrekventne radio valove.

Atmosferski pritisak na nivou površine okeana je približno 0,1 MPa u normalnim uslovima. Vjeruje se da se Zemljina atmosfera uvelike promijenila u procesu evolucije: obogaćena je kisikom i stekla moderan sastav kao rezultat dugotrajne interakcije sa stijenama i uz sudjelovanje biosfere, odnosno biljaka i životinja. organizmi. Dokaz da su se takve promjene zaista dogodile su, na primjer, naslage uglja i debeli slojevi karbonatnih naslaga u sedimentnim stijenama, one sadrže ogromnu količinu ugljika, koji je nekada bio dio zemljine atmosfere u obliku ugljičnog dioksida i ugljen monoksid. Naučnici vjeruju da je drevna atmosfera nastala od plinovitih produkata vulkanskih erupcija; o njegovom sastavu sudi se hemijskom analizom uzoraka gasa "zazidanih" u šupljinama drevnih stena. Proučeni uzorci, koji su stari oko 3,5 milijardi godina, sadrže oko 60% ugljičnog dioksida, a preostalih 40% su jedinjenja sumpora, amonijaka, klorovodika i fluorida. Azot i inertni gasovi pronađeni su u maloj količini. Sav kiseonik je bio hemijski vezan.

Za biološke procese na Zemlji veliku važnost ima ozonosfera - ozonski omotač koji se nalazi na nadmorskoj visini od 12 do 50 km. Područje iznad 50-80 km naziva se jonosfera. Atomi i molekuli u ovom sloju su intenzivno jonizovani sunčevim zračenjem, posebno ultraljubičastim zračenjem. Da nije bilo ozonskog omotača, tokovi zračenja bi dopirali do površine Zemlje, uzrokujući destrukciju tamo prisutnih živih organizama. Konačno, na udaljenostima većim od 1000 km, plin je toliko rijedak da sudari između molekula prestaju igrati značajnu ulogu, a atomi su više od pola ionizirani. Na visini od oko 1,6 i 3,7 poluprečnika Zemlje nalaze se prvi i drugi radijacioni pojas.

Struktura planete.

Glavnu ulogu u proučavanju unutrašnje strukture Zemlje imaju seizmičke metode zasnovane na proučavanju širenja u njenoj debljini elastičnih valova (i longitudinalnih i poprečnih) koji nastaju tijekom seizmičkih događaja - za vrijeme prirodnih potresa i kao posljedica od eksplozija. Na osnovu ovih studija, Zemlja je konvencionalno podeljena na tri regiona: koru, plašt i jezgro (u centru). Spoljni sloj - kora - ima prosečnu debljinu od oko 35 km. Glavni tipovi zemljine kore su kontinentalni (kopno) i okeanski; u prijelaznoj zoni od kopna do oceana razvija se srednji tip kore. Debljina kore varira u prilično širokom rasponu: okeanska kora (uzimajući u obzir vodeni sloj) ima debljinu od oko 10 km, dok je debljina kontinentalne kore desetine puta veća. Površinske naslage zauzimaju sloj debljine oko 2 km. Ispod njih je sloj granita (na kontinentima njegova debljina je 20 km), a ispod - oko 14 km (i na kontinentima i u okeanima) bazaltni sloj (donja kora). Gustina u centru Zemlje je oko 12,5 g/cm³. Prosječne gustine su: 2,6 g / cm - na površini Zemlje, 2,67 g / cm - za granit, 2,85 g / cm - za bazalt.

Do dubine od oko 35 do 2885 km prostire se Zemljin omotač, koji se naziva i silikatna ljuska. Od kore je odvojena oštrom granicom (tzv. Mohorovich granica), dublje od koje se naglo povećavaju brzine i longitudinalnih i poprečnih elastičnih seizmičkih talasa, kao i mehanička gustoća. Gustine u plaštu rastu sa povećanjem dubine od oko 3,3 do 9,7 g/cm3. Ekstenzivne litosferske ploče nalaze se u kori i (djelomično) u plaštu. Njihova sekularna kretanja ne određuju samo drift kontinenata, što značajno utječe na izgled Zemlje, već su povezana i sa lokacijom seizmičkih zona na planeti. Druga granica otkrivena seizmičkim metodama (Gutenbergova granica) - između plašta i vanjskog jezgra - nalazi se na dubini od 2775 km. Na njemu brzina longitudinalnih talasa opada sa 13,6 km/s (u plaštu) na 8,1 km/s (u jezgru), dok se brzina poprečnih talasa smanjuje sa 7,3 km/s na nulu. Ovo posljednje znači da je vanjsko jezgro tečno. Prema modernim konceptima, vanjsko jezgro se sastoji od sumpora (12%) i željeza (88%). Konačno, na dubinama većim od 5120 km, seizmičke metode otkrivaju prisustvo čvrstog unutrašnjeg jezgra, koje čini 1,7% Zemljine mase. Pretpostavlja se da je ovo legura gvožđa i nikla (80% Fe, 20% Ni).

Zemljino gravitaciono polje je opisano sa velikom preciznošću Newtonovim zakonom univerzalne gravitacije. Ubrzanje slobodnog pada preko Zemljine površine određeno je i gravitacijskom i centrifugalnom silom zbog Zemljine rotacije. Ubrzanje slobodnog pada u blizini površine planete je 9,8 m/s².

Zemlja takođe ima magnetna i električna polja. Magnetno polje iznad Zemljine površine sastoji se od konstantnog (ili se mijenja dovoljno sporo) i promjenljivog dijela; ovo drugo se obično naziva varijacijama magnetnog polja. Glavno magnetsko polje ima strukturu blisku dipolu. Magnetski dipolni moment Zemlje, jednak 7,98T10^25 cgsm jedinica, usmjeren je približno suprotno od mehaničkog, iako su trenutno magnetni polovi donekle pomjereni u odnosu na geografske. Njihov se položaj, međutim, mijenja s vremenom, i iako su te promjene prilično spore, u geološkim vremenskim intervalima, prema paleomagnetskim podacima, uočavaju se čak i magnetske inverzije, odnosno preokreti polariteta. Jačine magnetnog polja na sjevernom i južnom magnetnom polu su 0,58 i 0,68 Oe, respektivno, i oko 0,4 Oe na geomagnetnom ekvatoru.

Električno polje iznad Zemljine površine ima prosječni intenzitet od oko 100 V/m i usmjereno je okomito prema dolje - to je takozvano polje lijepog vremena, ali ovo polje doživljava značajne (i periodične i nepravilne) varijacije.

Mjesec.

Mjesec je prirodni satelit Zemlje i nama najbliže nebesko tijelo. Prosječna udaljenost do Mjeseca je 384.000 kilometara, a prečnik Mjeseca je oko 3476 km. Prosječna gustina Mjeseca je 3,347 g/cm3, ili oko 0,607 prosječne gustine Zemlje. Masa satelita je 73 triliona tona. Ubrzanje gravitacije na površini Mjeseca je 1.623 m/s².

Mjesec se kreće oko Zemlje prosječnom brzinom od 1,02 km/s po približno eliptičnoj orbiti u istom smjeru u kojem se kreće velika većina drugih tijela u Sunčevom sistemu, odnosno u smjeru suprotnom od kazaljke na satu kada se gleda sa Mjesečeve orbite sa Sjeverni pol svijeta. Period okretanja Mjeseca oko Zemlje, takozvani zvjezdani mjesec, jednak je 27,321661 srednjih dana, ali je podložan blagim fluktuacijama i vrlo malom sekularnom smanjenju.

Nezaštićena atmosferom, površina Meseca se tokom dana zagreva do +110°C, a noću se hladi na -120°C, međutim, kao što su pokazala radio zapažanja, ove ogromne temperaturne fluktuacije prodiru samo u nekoliko decimetara duboko zbog izuzetno slabe toplotne provodljivosti površinskih slojeva.

Reljef mjesečeve površine uglavnom je razjašnjen kao rezultat višegodišnjih teleskopskih osmatranja. "Mjesečeva mora", koja zauzimaju oko 40% vidljive površine Mjeseca, su ravne nizije, ispresijecane pukotinama i niskim vijugavim oknima; na morima ima relativno malo velikih kratera. Mnoga mora su okružena koncentričnim prstenastim grebenima. Ostala, svjetlija površina je prekrivena brojnim kraterima, prstenastim grebenima, brazdama i sl.

Mars.

Opće informacije.

Mars je četvrta planeta u Sunčevom sistemu. Mars - od grčkog "Mas" - muška moć - bog rata. Prema glavnim fizičkim karakteristikama, Mars spada u zemaljske planete. U prečniku je skoro upola manji od Zemlje i Venere. Prosječna udaljenost od Sunca je 1,52 AJ. Ekvatorijalni radijus je 3380 km. Prosječna gustina planete je 3950 kg/m3. Mars ima dva satelita - Fobos i Deimos.

Atmosfera.

Planeta je obavijena gasovitom ljuskom - atmosferom koja ima nižu gustinu od Zemljine. Čak iu dubokim depresijama Marsa, gde je atmosferski pritisak najveći, on je oko 100 puta manji nego na površini Zemlje, a na nivou marsovskih planinskih vrhova 500-1000 puta manji. Po sastavu podseća na atmosferu Venere i sadrži 95,3% ugljen-dioksida sa primesom 2,7% azota, 1,6% argona, 0,07% ugljenmonoksida, 0,13% kiseonika i približno 0,03% vodene pare, sadržaj koji se menja, kao i nečistoće neona, kriptona, ksenona.

Prosečna temperatura na Marsu je mnogo niža nego na Zemlji, oko -40°C. Pod najpovoljnijim uslovima leti u dnevnoj polovini planete, vazduh se zagreva do 20°C - sasvim prihvatljiva temperatura za stanovnike Zemlje. Ali u zimskoj noći, mraz može doseći -125 ° C. Ovako oštar pad temperature uzrokovan je činjenicom da razrijeđena atmosfera Marsa nije u stanju zadržati toplinu dugo vremena.

Preko površine planete često duvaju jaki vjetrovi čija brzina dostiže 100 m/s. Niska gravitacija dozvoljava čak i rijetkim strujanjima zraka da podignu ogromne oblake prašine. Ponekad su prilično velika područja na Marsu prekrivena grandioznim olujama prašine. Globalna oluja prašine bjesnila je od septembra 1971. do januara 1972. godine, podižući oko milijardu tona prašine u atmosferu na visinu veću od 10 km.

U atmosferi Marsa ima vrlo malo vodene pare, ali na nizak pritisak i temperaturu, nalazi se u stanju blizu zasićenosti i često se skuplja u oblake. Marsovski oblaci su prilično neekspresivni u odnosu na zemaljske, iako imaju različite oblike i tipove: cirusi, valoviti, zavjetrini (u blizini velikih planina i ispod obronaka velikih kratera, na mjestima zaštićenim od vjetra). Preko nizina, kanjona, dolina - i na dnu kratera u hladno doba dana često ima magle.

Kako su pokazale slike sa američkih sletnih stanica "Viking-1" i "Viking-2", marsovsko nebo po vedrom vremenu ima ružičastu boju, što se objašnjava rasipanjem sunčeve svetlosti na čestice prašine i osvetljenjem izmaglice narandžasta površina planete. U nedostatku oblaka, plinoviti omotač Marsa je mnogo transparentniji od zemaljskog, uključujući i ultraljubičaste zrake opasne za žive organizme.

Godišnja doba.

Solarni dan na Marsu traje 24 sata i 39 minuta. 35 s. Značajan nagib ekvatora prema ravni orbite dovodi do činjenice da su u nekim dijelovima orbite, uglavnom sjeverne geografske širine Marsa, osvijetljene i zagrijane Suncem, u drugima - južne, tj. promena godišnjih doba. Marsova godina traje oko 686,9 dana. Promena godišnjih doba na Marsu je ista kao i na Zemlji. Sezonske promjene su najizraženije u polarnim područjima. Zimi polarne kape zauzimaju značajno područje. Granica sjeverne polarne kape može se udaljiti od pola za trećinu udaljenosti od ekvatora, a granica južne kape prelazi polovinu ove udaljenosti. Ova razlika je zbog činjenice da se na sjevernoj hemisferi zima javlja kada Mars prolazi kroz perihel svoje orbite, a na južnoj hemisferi kada prolazi kroz afel. Zbog toga su zime na južnoj hemisferi hladnije nego na sjevernoj. Eliptičnost Marsove orbite dovodi do značajnih razlika u klimi sjeverne i južne hemisfere: u srednjim geografskim širinama zime su hladnije, a ljeta toplija nego na južnim, ali kraća nego na sjevernim.. Kada dođe ljeto na sjevernoj hemisferi Marsa, sjeverna polarna kapa se brzo smanjuje, ali u to vrijeme raste druga - blizu južnog pola, gdje nastupa zima. AT kasno XIX- početkom 20. veka verovalo se da su polarne kape Marsa glečeri i sneg. Prema savremenim podacima, obe polarne kape planete - severna i južna - sastoje se od čvrstog ugljen-dioksida, odnosno suvog leda, koji nastaje kada se ugljen-dioksid, koji je deo atmosfere Marsa, zamrzne i vodeni led pomešan sa mineralna prašina.

Struktura planete.

Zbog male mase, gravitacija na Marsu je skoro tri puta manja nego na Zemlji. Trenutno je struktura gravitacionog polja Marsa detaljno proučavana. To ukazuje na blago odstupanje od ujednačene raspodjele gustine na planeti. Jezgro može imati poluprečnik do polovine poluprečnika planete. Očigledno se sastoji od čistog željeza ili legure Fe-FeS (gvožđe-gvozdeni sulfid) i, moguće, vodonika otopljenog u njima. Očigledno je jezgro Marsa djelimično ili potpuno u tečnom stanju.

Mars mora imati debelu koru debljine 70-100 km. Između jezgra i kore nalazi se silikatni omotač obogaćen gvožđem. Crveni željezni oksidi prisutni u površinskim stijenama određuju boju planete. Sada se Mars nastavlja hladiti.

Seizmička aktivnost planete je slaba.

Površina.

Površina Marsa, na prvi pogled, podsjeća na mjesec. Međutim, zapravo je njegov reljef vrlo raznolik. Tokom duge geološke istorije Marsa, njegova površina je bila izmenjena vulkanskim erupcijama i potresima. Duboke ožiljke na licu boga rata ostavili su meteoriti, vjetar, voda i led.

Površina planete se sastoji, takoreći, od dva kontrastna dijela: drevnih visoravni koji pokrivaju južnu hemisferu, i mlađih ravnica koncentrisanih u sjevernim geografskim širinama. Osim toga, izdvajaju se dvije velike vulkanske regije - Elysium i Tharsis. Visinska razlika između planinskih i ravničarskih područja dostiže 6 km. Zašto se različita područja toliko razlikuju jedno od drugog, još uvijek nije jasno. Možda je takva podjela povezana s vrlo starom katastrofom - padom velikog asteroida na Mars.

Visokoplaninski dio sačuvao je tragove aktivnog meteoritskog bombardiranja koje se dogodilo prije oko 4 milijarde godina. Meteorski krateri pokrivaju 2/3 površine planete. U starim visoravnima ima ih skoro isto koliko i na Mesecu. Ali mnogi marsovski krateri su "izgubili svoj oblik" zbog vremenskih prilika. Neke od njih, očigledno, nekada su odnijeli tokovi vode. Sjeverne ravnice izgledaju potpuno drugačije. Prije 4 milijarde godina imali su mnogo meteoritnih kratera, ali ih je tada katastrofalni događaj, koji je već spomenut, izbrisao sa 1/3 površine planete i njen reljef na ovom području počeo se iznova formirati. Kasnije su tamo pali odvojeni meteoriti, ali generalno na sjeveru ima nekoliko udarnih kratera.

Izgled ove hemisfere odredila je vulkanska aktivnost. Neke od ravnica u potpunosti su prekrivene drevnim magmatskim stijenama. Potoci tekuće lave širili su se po površini, učvršćivali, a duž njih su tekli novi potoci. Ove okamenjene "rijeke" koncentrisane su oko velikih vulkana. Na krajevima jezika lave uočene su strukture slične kopnenim sedimentnim stijenama. Vjerovatno, kada su vruće eruptivne mase otopile slojeve podzemnog leda, na površini Marsa su se formirali prilično opsežni rezervoari, koji su se postepeno presušili. Interakcija lave i podzemnog leda također je dovela do pojave brojnih brazdi i pukotina. Daleko od vulkana, nižinska područja sjeverne hemisfere prekrivena su pješčanim dinama. Posebno ih ima u blizini sjeverne polarne kape.

Obilje vulkanskih pejzaža ukazuje da je u dalekoj prošlosti Mars doživio prilično turbulentnu geološku eru, najvjerovatnije je završila prije oko milijardu godina. Najaktivniji procesi odvijali su se u regijama Elysium i Tharsis. Nekada su bili bukvalno istisnuti iz utrobe Marsa, a sada se uzdižu iznad njegove površine u obliku grandioznih otoka: Elysium visok 5 km, Tharsis - 10 km. Oko ovih otoka koncentrisani su brojni rasjedi, pukotine, grebeni - tragovi drevnih procesa u marsovskoj kori. Najgrandiozniji sistem kanjona dubokih nekoliko kilometara - dolina Mariner - počinje na vrhu planine Tharsis i proteže se 4 hiljade kilometara na istok. U središnjem dijelu doline njegova širina doseže nekoliko stotina kilometara. U prošlosti, kada je atmosfera Marsa bila gušća, voda je mogla oticati u kanjone, stvarajući duboka jezera u njima.

Vulkani na Marsu su izuzetni fenomeni po zemaljskim standardima. Ali čak i među njima ističe se vulkan Olimp, koji se nalazi na sjeverozapadu planine Tharsis. Prečnik osnove ove planine dostiže 550 km, a visina 27 km, tj. tri puta je viši od Everesta, najvišeg vrha na Zemlji. Olimp je okrunjen ogromnim kraterom od 60 kilometara. Istočno od najvišeg dijela planine Tharsis otkriven je još jedan vulkan - Alba. Iako se po visini ne može mjeriti s Olimpom, promjer osnove mu je skoro tri puta veći.

Ovi vulkanski čunjevi su rezultat mirnih erupcija vrlo tekuće lave, po sastavu slične lavi kopnenih vulkana Havajskih ostrva. Tragovi vulkanskog pepela na obroncima drugih planina sugerišu da su se na Marsu povremeno dešavale katastrofalne erupcije.

U prošlosti je tekuća voda igrala veliku ulogu u oblikovanju reljefa Marsa. U prvim fazama proučavanja, Mars je astronomima izgledao kao pustinjska i bezvodna planeta, ali kada je površina Marsa fotografisana iz neposredne blizine, pokazalo se da u starim visoravnima često postoje jaruzi ostavljeni kao od vode koja teče. Neke od njih izgledaju kao da su ih prije mnogo godina probile olujne, brze struje. Ponekad se protežu na stotine kilometara. Neki od ovih "potokova" imaju prilično poštovane godine. Ostale doline su vrlo slične koritima mirnih zemaljskih rijeka. Svoj izgled vjerovatno duguju topljenju podzemnog leda.

Neke dodatne informacije o Marsu mogu se dobiti indirektnim metodama na osnovu proučavanja njegovih prirodnih satelita - Fobosa i Deimosa.

Sateliti Marsa.

Meseci Marsa otkriveni su 11. i 17. avgusta 1877. godine tokom velike opozicije američkog astronoma Asafa Hola. Sateliti su dobili takva imena iz grčke mitologije: Fobos i Deimos, sinovi Aresa (Mars) i Afrodite (Venera), uvijek su pratili svog oca. U prijevodu s grčkog, “phobos” znači “strah”, a “deimos” znači “užas”.

Fobos. Deimos.

Oba satelita Marsa kreću se gotovo tačno u ravni planeta ekvatora. Uz pomoć svemirskih letjelica ustanovljeno je da Fobos i Deimos imaju nepravilan oblik i da u svom orbitalnom položaju uvijek ostaju okrenuti prema planeti istom stranom. Dimenzije Fobosa su oko 27 km, a Deimosa - oko 15 km. Površina mjeseca Marsa sastoji se od vrlo tamnih minerala i prekrivena je brojnim kraterima. Jedan od njih - na Fobosu ima prečnik od oko 5,3 km. Krateri su vjerovatno nastali bombardiranjem meteorita; porijeklo sistema paralelnih brazda je nepoznato. Ugaona brzina orbitalnog kretanja Fobosa je toliko velika da se, za razliku od drugih svjetiljki, Fobos diže na zapadu, prestižući aksijalnu rotaciju planete, i zalazi na istoku.

Potraga za životom na Marsu.

Dugo se na Marsu vodila potraga za oblicima vanzemaljskog života. Tokom proučavanja planete svemirskim letjelicama serije Viking izvedena su tri složena biološka eksperimenta: razgradnja pirolize, izmjena plina, razgradnja etiketa. Oni se zasnivaju na iskustvu proučavanja zemaljskog života. Eksperiment razgradnje pirolize temeljio se na definiciji procesa fotosinteze koji uključuje ugljik, eksperiment razgradnje etikete bio je zasnovan na pretpostavci da je voda neophodna za postojanje, a eksperiment izmjene plina uzeo je u obzir da život na Marsu mora koristiti vodu kao otapalo. Iako su sva tri biološka eksperimenta dala pozitivan rezultat, oni su vjerovatno nebiološke prirode i mogu se objasniti neorganskim reakcijama hranljivog rastvora sa materijalom marsovske prirode. Dakle, možemo rezimirati da je Mars planeta koja nema uslove za nastanak života.

Zaključak

Upoznali smo se sa trenutnim stanjem naše planete i planeta grupe Zemlje. Budućnost naše planete, pa i čitavog planetarnog sistema, ako se ne dogodi ništa nepredviđeno, izgleda jasna. Vjerovatnoća da će uspostavljeni poredak planeta narušiti neka zvijezda lutalica je mala, čak i za nekoliko milijardi godina. U bliskoj budućnosti ne treba očekivati ​​velike promjene u protoku sunčeve energije. Vjerovatno će se ponoviti ledena doba. Čovjek je u stanju promijeniti klimu, ali pritom može pogriješiti. Kontinenti će u narednim epohama rasti i padati, ali se nadamo da će procesi biti spori. S vremena na vrijeme mogući su ogromni udari meteorita.

Ali najvećim dijelom, Sunčev sistem će zadržati svoj sadašnji izgled.

Plan.

1. Uvod.

2. Merkur.

3. Venera.

6. Zaključak.

7. Književnost.

Planet Merkur.

površine Merkura.

Planeta Venera.

Površina Venere.

Planeta Zemlja.

Površina zemljišta.

Planeta Mars.

Površina Marsa.

Vulkan Olimp

Kreneva Evgenia

U radu su opisane planete koje pripadaju Zemljinoj grupi. Uslovi na ovim planetama, njihovi zajedničke karakteristike, kao i karakteristike svake planete.

Skinuti:

Pregled:

Za korištenje pregleda prezentacija, kreirajte Google račun (nalog) i prijavite se: https://accounts.google.com

Naslovi slajdova:

PLANETE ZEMALJSKE GRUPE Prezentaciju o astronomiji Pripremila učenica 11. razreda Kreneva Evgenia GBOU srednje škole br. 8 u Moskvi

SOLARNI SISTEM

Zemaljske planete Ovo su četiri planete Sunčevog sistema: Merkur, Venera, Zemlja i Mars. Nazivaju se i unutrašnjim planetama, za razliku od spoljašnjih planeta - džinovskih planeta.

Zemaljske planete imaju veliku gustinu i sastoje se uglavnom od silikata i metala, kao i kiseonika, silicijuma, gvožđa, magnezijuma, aluminijuma i drugih teških elemenata. Najveća planeta zemaljske grupe je Zemlja, ali je više od 14 puta inferiornija po masi u odnosu na najmanje masivnu plinovitu planetu - Uran. Sve planete zemaljske grupe imaju sledeću strukturu: - u centru, jezgro je napravljeno od gvožđa sa primesom nikla, - plašt, sastoji se od silikata, - kora, nastala kao rezultat delimičnog topljenja plašta i također se sastoji od silikatnih stijena, ali obogaćenih nekompatibilnim elementima. Od zemaljskih planeta, Merkur nema koru, što se objašnjava njegovim uništenjem kao rezultat bombardiranja meteoritom.

MERKUR Najbliže je suncu. Postojanje ove planete spominje se u drevnim sumerskim spisima, koji datiraju iz trećeg milenijuma prije Krista. Ime ove planete zahvalno je rimskom panteonu Merkuru, svecu zaštitniku trgovaca, koji je imao i svog grčkog panteona - Hermesa. Merkur potpuno obiđe Sunce za osamdeset osam zemaljskih dana. Putuje oko svoje ose za manje od šezdeset dana, što je po Merkurovim standardima dve trećine godine. Temperatura na površini Merkura može veoma snažno da varira - od + 430 stepeni na strani sunca i do + 180 stepeni na strani senke. U našem solarnom sistemu ove kapi su najjače.

MERKUR Na Merkuru se može uočiti tako neobičan fenomen, koji se zove Joshua efekat. Kada Sunce na Merkuru dođe do određene tačke, ono se zaustavlja i kreće u suprotnom smjeru, a ne kao na Zemlji - mora obići cijeli krug oko planete. Merkur je najmanja planeta u Zemljinoj grupi. Po veličini je inferioran čak i najvećim satelitima planeta Jupiter i Saturn. Površina Merkura slična je površini Mjeseca - sva je posuta kraterima. Jedina razlika u odnosu na površinu Mjeseca je u tome što Merkur ima brojne kose nazubljene padine koje se mogu protezati stotinama kilometara. Ove strmine su nastale kao rezultat kompresije kada se planeta ohladila.

MERKUR Jedan od najpopularnijih i najvidljivijih delova planete je takozvana ravnica vrućine. Ovo je krater koji je ime dobio po blizini "vrućih geografskih dužina". Krater ima prečnik od hiljadu i trista kilometara. Najvjerovatnije, nebesko tijelo, koji je u davna vremena pravio ovaj krater, imao je prečnik od najmanje sto kilometara. Zahvaljujući gravitaciji, Merkur također hvata čestice sunčevog vjetra, što zauzvrat čini atmosferu oko Merkura prilično razrijeđenom. I mijenjaju se svakih dvjesto dana. Osim toga, ova planeta je najbrža planeta u našem sistemu. Prosječna brzina njegove rotacije oko Sunca je oko četrdeset sedam i po kilometara u sekundi, što je dvostruko brže od Zemlje.

VENERA Atmosfera Venere je prilično agresivna, jer ima veoma visoku temperaturu u odnosu na Zemlju i na nebu se nalaze otrovni oblaci. Atmosfera Venere se uglavnom sastoji od samo ugljičnog dioksida. Ako se nađete u atmosferi ove planete, tada će pritisak biti oko osamdeset pet kg po 1 kvadratnom centimetru. U Zemljinoj atmosferi pritisak će biti osamdeset pet puta manji. Ako bacite novčić u atmosferu Venere, on će pasti, kao u sloj vode. Stoga je hodanje po površini ove planete jednako teško kao i hodanje po dnu okeana. A ako se, ne daj Bože, vjetar digne na Veneru, onda će te nositi kao što morski val nosi čip.

VENERA Atmosfera ove planete je 96% ugljen-dioksida. To je ono što stvara efekat staklene bašte. Površinu planete grije sunce, a stvorena toplina ne može se raspršiti u svemiru, jer se reflektira slojem ugljičnog dioksida. Zato je temperatura ove planete oko četiri stotine osamdeset stepeni, kao u rerni.

VENERA Hiljade vulkana prošarane površinom Venere. Fantasti su opisali Veneru kao sličnu Zemlji. Verovalo se da je Venera obavijena oblacima. To znači da bi močvare trebale biti pune površine ove planete. Dakle, sigurno postoji veoma kišna klima, što dovodi do mnogo oblaka i visoke vlažnosti. U stvarnosti je sve sasvim drugačije - početkom sedamdesetih, sindikat je poslao svemirske brodove na površinu Venere, što je razjasnilo situaciju. Ispostavilo se da se površina ove planete sastoji od neprekidnih kamenitih pustinja, u kojima apsolutno nema vode. Naravno, na tako visokoj temperaturi nikada ne bi moglo biti vode.

ZEMLJA Zemlja se nalazi na petom mjestu po veličini i masi među glavnim planetama, ali je od zemaljskih planeta najveća. Njegova najvažnija razlika od ostalih planeta Sunčevog sistema je postojanje života na njemu, koji je dolaskom čovjeka dostigao svoj najviši, inteligentni oblik. Prema modernim kosmogonijskim konceptima, Zemlja je nastala prije ~4,5 milijardi godina gravitacionom kondenzacijom iz gasno-prašinske supstance rasute u skoro solarnom prostoru, koja sadrži sve hemijske elemente poznate u prirodi.

ZEMLJA Nastanak Zemlje pratila je diferencijacija materije, što je bilo olakšano postepenim zagrijavanjem Zemljine unutrašnjosti, uglavnom zbog topline koja se oslobađa pri raspadu. radioaktivnih elemenata(uranijum, torijum, kalijum, itd.). Rezultat ove diferencijacije bila je podjela Zemlje na koncentrično smještene slojeve - geosfere, koje se razlikuju po hemijskom sastavu, stanje agregacije i fizička svojstva. U centru je formirano jezgro Zemlje, okruženo plaštom. Od najlakših i najtoplijih komponenti materije, oslobođenih iz plašta u procesima topljenja, nastala je zemljina kora, koja se nalazi iznad plašta. Ukupnost ovih unutrašnjih geosfera, ograničena čvrstim materijalom zemljine površine, koji se ponekad naziva i "čvrsta" Zemlja.

ZEMLJA "Čvrsta" Zemlja sadrži gotovo cijelu masu planete. Izvan njegovih granica nalaze se vanjske geosfere - voda (hidrosfera) i zrak (atmosfera), koje su nastale od para i plinova oslobođenih iz utrobe Zemlje tokom otplinjavanja plašta. Diferencijacija materije Zemljinog omotača i nadopunjavanje proizvoda diferencijacije zemljine kore, vodene i zračne školjke događalo se kroz cijelu geološku povijest i nastavlja se do danas.

MARS Ova planeta je dobila ime po čuvenom bogu rata u Rimu, jer je boja ove planete veoma slična boji krvi. Ova planeta se naziva i "crvena planeta". Vjeruje se da je ova boja planete povezana sa željeznim oksidom, koji je prisutan u atmosferi Marsa. Mars je sedma najveća planeta u Sunčevom sistemu. Smatra se domom doline Mariner - kanjona koji je mnogo duži i dublji od poznatog Grand Canyona u SAD-u. Inače, na Marsu ima planina kojih nije malo, a visina ovih planina je ponekad mnogo veća od našeg Everesta. Ovdje se, inače, nalazi i Olimp - najviša i najpoznatija planina u cijelom Sunčevom sistemu.

MARS Mars ima najveće vulkane u Sunčevom sistemu. Ali atmosfera ove planete je sto puta manja gustoća od Zemlje. Ali i ovo je dovoljno da podrži vremenski sistem na planeti - to znači vjetar i oblaci. Mars ima prosječnu temperaturu od minus šezdeset stepeni. Godina na Marsu = 687 zemaljskih dana. Ali dan na Marsu je što je moguće bliži zemaljskom danu - to je 24 sata i 39 minuta. i 35 sek. Mars ima vrlo debelu koru - oko pedeset kilometara u poprečnom presjeku. Mars takođe ima dva meseca, Deimos i Fobos.

Hvala vam na pažnji!

Uvod

Među brojnim nebeskim tijelima koje proučava moderna astronomija, planete zauzimaju posebno mjesto. Uostalom, svi dobro znamo da je Zemlja na kojoj živimo planeta, pa su planete tijela, u osnovi slična našoj Zemlji.

Ali u svijetu planeta nećemo ni sresti dvije koje su potpuno slične jedna drugoj. Raznolikost fizičkih uslova na planetama je veoma velika. Udaljenost planete od Sunca (a samim tim i količina sunčeve topline i površinske temperature), njena veličina, gravitacijski napon na površini, orijentacija osi rotacije koja određuje promjenu godišnjih doba, prisutnost i sastav atmosfera, unutrašnja struktura i mnoga druga svojstva su različita za svakih devet planeta u Sunčevom sistemu.

Govoreći o raznolikosti stanja na planetama, možemo bolje razumjeti zakonitosti njihovog razvoja i saznati njihov odnos između pojedinih svojstava planeta. Tako, na primjer, njegova sposobnost da zadrži atmosferu jednog ili drugog sastava ovisi o veličini, masi i temperaturi planete, a prisutnost atmosfere, zauzvrat, utječe na toplinski režim planete.

Kako pokazuje proučavanje uslova pod kojima je moguć nastanak i dalji razvoj žive materije, samo na planetama možemo tražiti znakove postojanja organskog života. Zato je proučavanje planeta, pored opšteg interesa, od velikog značaja sa stanovišta svemirske biologije.

Proučavanje planeta je od velikog značaja, pored astronomije, i za druge oblasti nauke, pre svega nauke o Zemlji - geologiju i geofiziku, kao i za kosmogoniju - nauku o nastanku i razvoju nebeskih tela, uključujući i našu Zemlju. .

Terestričke planete uključuju planete: Merkur, Veneru, Zemlju i Mars.

Merkur.

Opće informacije.

Merkur je najbliža planeta Suncu u Sunčevom sistemu. Prosječna udaljenost od Merkura do Sunca je samo 58 miliona km. Među velikim planetama, ima najmanje dimenzije: prečnik mu je 4865 km (0,38 prečnika Zemlje), masa 3,304 * 10 23 kg (0,055 mase Zemlje ili 1: 6025000 mase sunce); prosječna gustina 5,52 g/cm 3 . Merkur je sjajna zvezda, ali ga nije tako lako videti na nebu. Činjenica je da nam je Merkur, budući da je blizu Sunca, uvijek vidljiv nedaleko od solarnog diska, udaljavajući se od njega bilo lijevo (na istok), a zatim desno (na zapad) samo na kratkoj udaljenosti , koji ne prelazi 28 O. Stoga se može vidjeti samo onim danima u godini kada se udaljava od Sunca na njegovoj najvećoj udaljenosti. Neka se, na primjer, Merkur udaljio od Sunca ulijevo. Sunce i sve svjetiljke u svom svakodnevnom kretanju lebde nebom s lijeva na desno. Dakle, Sunce prvo zalazi, a nakon nešto više od sat vremena Merkur, a mi moramo tražiti ovu planetu nisko iznad zapadnog horizonta.

Saobraćaj.

Merkur se kreće oko Sunca na prosječnoj udaljenosti od 0,384 astronomske jedinice (58 miliona km) po eliptičnoj orbiti sa velikim ekscentricitetom e-0,206; u perihelu je udaljenost do Sunca 46 miliona km, au afelu 70 miliona km. Planeta obavi potpuni let oko Sunca za tri zemaljska mjeseca ili 88 dana brzinom od 47,9 km/s. Krećući se svojom putanjom oko Sunca, Merkur se istovremeno okreće oko svoje ose tako da je jedna te ista njegova polovina uvek okrenuta prema Suncu. To znači da je na jednoj strani Merkura uvijek dan, a na drugoj noć. U 60-im godinama. Koristeći radarska opažanja, otkriveno je da Merkur rotira oko ose u smjeru naprijed (tj. kao u orbitalnom kretanju) s periodom od 58,65 dana (u odnosu na zvijezde). Dužina solarnog dana na Merkuru je 176 dana. Ekvator je nagnut u odnosu na ravan svoje orbite za 7°. Ugaona brzina aksijalne rotacije Merkura je 3/2 orbitalne i odgovara ugaonoj brzini njegovog kretanja u orbiti kada je planeta u perihelu. Na osnovu ovoga, može se pretpostaviti da je brzina rotacije Merkura posledica plimnih sila sa Sunca.

Atmosfera.

Merkur je možda lišen atmosfere, iako polarizacija i spektralna opažanja ukazuju na prisustvo slabe atmosfere. Uz pomoć Marinera-10, utvrđeno je prisustvo visoko razrijeđenog plinovitog omotača u blizini Merkura, koji se sastoji uglavnom od helijuma. Ova atmosfera je u dinamičkoj ravnoteži: svaki atom helijuma ostaje u njoj oko 200 dana, nakon čega napušta planetu, a na njeno mjesto dolazi druga čestica iz plazme solarnog vjetra. Pored helijuma, u atmosferi Merkura pronađena je neznatna količina vodonika. On je oko 50 puta manji od helijuma.

Takođe se pokazalo da Merkur ima slabo magnetno polje, čija je jačina samo 0,7% Zemljine. Nagib ose dipola prema osi rotacije Merkura je 12 0 (zemlja je 11 0)

Pritisak na površini planete je otprilike 500 milijardi puta manji od pritiska na površini Zemlje.

Temperatura.

Merkur je mnogo bliži Suncu od Zemlje. Dakle, Sunce na njemu sija i grije 7 puta jače od našeg. Na dnevnoj strani Merkura je strašno vruće, vječni je pakao. Mjerenja pokazuju da se temperatura tamo penje do 400 O iznad nule. Ali na noćnoj strani uvijek bi trebao biti jak mraz, koji vjerovatno dostiže 200 O, pa čak i 250 O ispod nule. Ispostavilo se da je jedna polovina vrela kamena pustinja, a druga polovina ledena pustinja, možda prekrivena smrznutim gasovima.

Površina.

Sa putanje letelice Mariner 10 1974. godine, više od 40% površine Merkura je fotografisano u rezoluciji od 4 mm do 100 m, što je omogućilo da se Merkur vidi na isti način kao i Mesec u mrak sa Zemlje. Obilje kratera je najočiglednija karakteristika njegove površine, koja se na prvi pogled može uporediti sa mesecom.

Zaista, morfologija kratera je bliska mjesečevoj, a njihovo porijeklo udara je nesumnjivo: u većini njih vidljivi su tragovi izbacivanja materijala zgnječenog pri udaru uz formiranje u nekim slučajevima karakterističnih svijetlih zraka i polje sekundarnih kratera. Mnogi krateri imaju centralnu humku i terasastu strukturu unutrašnje padine. Zanimljivo, ne samo da skoro svi veliki krateri prečnika preko 40-70 km imaju takve karakteristike, već i mnogo veći broj manjih kratera, unutar 5-70 km (naravno, govorimo o dobro očuvanim kraterima) . Ove karakteristike se mogu pripisati i većoj kinetičkoj energiji tijela koja padaju na površinu i samom površinskom materijalu.

Stepen erozije i zaglađivanja kratera je različit. Općenito, krateri Merkura su manje duboki od lunarnih kratera, što se također može objasniti većom kinetičkom energijom meteorita zbog većeg ubrzanja gravitacije na Merkuru nego na Mjesecu. Zbog toga se udarni krater efikasnije puni izbačenim materijalom. Iz istog razloga, sekundarni krateri se nalaze bliže središnjem nego na Mjesecu, a naslage drobljenog materijala u manjoj mjeri maskiraju primarne oblike reljefa. Sami sekundarni krateri su dublji od lunarnih, što se opet objašnjava činjenicom da fragmenti koji padaju na površinu doživljavaju veće ubrzanje gravitacije.

Kao i na Mjesecu, moguće je, u zavisnosti od reljefa, razlikovati pretežno neravne „kontinentalne” i mnogo glađe „morske” regije. Potonje su uglavnom šupljine, koje su, međutim, mnogo manje nego na Mjesecu, njihove veličine obično ne prelaze 400-600 km. Osim toga, neki bazeni se teško razlikuju na pozadini okolnog reljefa. Izuzetak je spomenuti ogromni bazen Kanoris (More vrućine) dužine oko 1300 km, koji podsjeća na dobro poznato More kiša na Mjesecu.

U pretežnom kontinentalnom dijelu površine Merkura mogu se razlikovati i područja s velikim kraterima, s najvećim stepenom degradacije kratera, i stari međukraterski platoi koji zauzimaju ogromna područja, što ukazuje na široko razvijeni drevni vulkanizam. Ovo su najstariji preživjeli oblici reljefa planete. Izravnane površine kotlina očito su prekrivene najdebljim slojem usitnjenih stijena - regolita. Uz mali broj kratera, tu su i naborani grebeni koji podsjećaju na mjesečeve. Neki od ravnih područja uz bazene vjerovatno su nastali tokom taloženja materijala koji je iz njih izbačen. Istovremeno, za većinu ravnica pronađeni su sasvim sigurni dokazi njihovog vulkanskog porijekla, ali to je vulkanizam kasnijeg vremena nego na međukraterskim visoravni. Pažljivo istraživanje otkriva još jednu zanimljivu osobinu koja baca svjetlo na povijest formiranja planete. Riječ je o karakterističnim tragovima tektonske aktivnosti u svjetskim razmjerima u vidu specifičnih strmih izbočina, odnosno kosina. Eskarpi imaju dužinu od 20-500 km i visinu padina od nekoliko stotina metara do 1-2 km. Po svojoj morfologiji i geometriji položaja na površini razlikuju se od uobičajenih tektonskih ruptura i rasjeda uočenih na Mjesecu i Marsu, a prije su nastali zbog potisaka, slojeva uslijed naprezanja u površinski sloj, koji je nastao tokom kompresije Merkura. O tome svjedoči horizontalni pomak grebena nekih kratera.

Neki od škarpa su bombardovani i djelimično uništeni. To znači da su se formirali ranije od kratera na njihovoj površini. Iz sužavanja erozije ovih kratera, može se zaključiti da se kompresija kore dogodila tokom formiranja "mora" prije oko 4 milijarde godina. Najvjerovatnijim razlogom kontrakcije se, po svemu sudeći, mora smatrati početak hlađenja Merkura. Prema drugoj zanimljivoj pretpostavci koju su iznijeli brojni stručnjaci, alternativni mehanizam za snažnu tektonsku aktivnost planete tokom ovog perioda mogao bi biti plimsko usporavanje rotacije planete za oko 175 puta: od prvobitno procijenjene vrijednosti od oko 8 sati do 58,6 dana.

Venera.

Opće informacije.

Venera je druga planeta najbliža Suncu, skoro iste veličine kao Zemlja, a njena masa je više od 80% mase Zemlje. Iz ovih razloga, Venera se ponekad naziva i Zemljinom blizankom ili sestrom. Međutim, površina i atmosfera ove dvije planete su potpuno različite. Zemlja ima rijeke, jezera, okeane i atmosferu koju dišemo. Venera je vrela planeta sa gustom atmosferom koja bi bila fatalna za ljude. Prosječna udaljenost od Venere do Sunca je 108,2 miliona km; ona je praktično konstantna, pošto je orbita Venere bliža krugu od naše planete. Venera prima od Sunca više nego dvostruko više svjetlosti i topline od Zemlje. Međutim, na strani sjene, Venerom dominira mraz od više od 20 stepeni ispod nule, jer sunčevi zraci ovdje ne padaju jako dugo. Planeta ima veoma gustu, duboku i veoma oblačnu atmosferu, što nas sprečava da vidimo površinu planete. Atmosferu (gasnu školjku) je otkrio M. V. Lomonosov 1761. godine, što je takođe pokazalo sličnost Venere sa Zemljom. Planeta nema satelite.

Saobraćaj.

Venera ima gotovo kružnu orbitu (ekscentricitet 0,007) koju zaobiđe za 224,7 zemaljskih dana brzinom od 35 km/sec. na udaljenosti od 108,2 miliona km od Sunca. Venera rotira oko svoje ose za 243 zemaljska dana - maksimalno vrijeme među svim planetama. Venera rotira oko svoje ose u suprotnom smjeru, odnosno u suprotnom smjeru od svoje orbite. Ova spora i obrnuta rotacija znači da, gledano sa Venere, Sunce izlazi i zalazi samo dva puta godišnje, pošto je venerin dan jednak 117 zemaljskih dana. Osa rotacije Venere je skoro okomita na orbitalnu ravan (nagib 3°), tako da nema godišnjih doba - jedan dan je sličan drugom, ima isto trajanje i isto vreme. Ovakva ujednačenost vremena je dodatno poboljšana specifičnošću atmosfere Venere - njenim snažnim efektom staklene bašte. Takođe, Venera, kao i Mesec, ima svoje faze.

Temperatura.

Temperatura je oko 750 K na cijeloj površini i danju i noću. Razlog za tako visoku temperaturu blizu površine Venere je efekat staklene bašte: sunčeve zrake relativno lako prolaze kroz oblake njene atmosfere i zagrijavaju površinu planete, ali termalno infracrveno zračenje same površine izlazi kroz atmosferu. nazad u svemir sa velikim poteškoćama. Na Zemlji, gdje je količina ugljičnog dioksida u atmosferi mala, prirodni efekat staklene bašte podiže globalnu temperaturu za 30°C, dok na Veneri podiže temperaturu za još 400°C. Proučavajući fizičke posljedice najjačeg efekta staklene bašte na Veneru, imamo dobru predstavu o rezultatima da je akumulacija viška topline na Zemlji uzrokovana rastućom koncentracijom ugljičnog dioksida u atmosferi zbog sagorijevanja fosilnih goriva. - ugalj i nafta, mogu dovesti do.

Godine 1970., prva svemirska letjelica koja je sletjela na Veneru mogla je izdržati vrelinu samo oko jedan sat, ali to je bilo dovoljno vremena da pošalje podatke o stanju na površini.

Atmosfera.

Zagonetna atmosfera Venere bila je središnji dio programa istraživanja robota u posljednje dvije decenije. Najvažniji aspekti njenog istraživanja bili su hemijski sastav, vertikalna struktura i dinamiku vazdušne sredine. Velika pažnja posvećena je oblačnosti koja igra ulogu nepremostive barijere za prodor optičkih elektromagnetnih valova u atmosferu. Prilikom snimanja Venere na televiziji bilo je moguće dobiti sliku samo oblačnog pokrivača. Neshvatljivi su bili izuzetna suhoća zraka i njegov fenomenalni efekat staklene bašte, zbog čega se stvarna temperatura površine i nižih slojeva troposfere pokazala više od 500 iznad efektivne (ravnoteže).

Atmosfera Venere je izuzetno vruća i suva zbog efekta staklene bašte. To je gusti pokrivač ugljičnog dioksida koji zadržava toplinu koja dolazi od sunca. Kao rezultat toga, akumulira se velika količina toplinske energije. Pritisak na površini je 90 bara (kao u Zemljinim morima na dubini od 900 m). Svemirski brodovi moraju biti dizajnirani da izdrže sili atmosfere.

Atmosfera Venere se sastoji uglavnom od ugljen-dioksida (CO 2) -97%, koji je u stanju da deluje kao neka vrsta pokrivača, zadržavajući sunčevu toplotu, kao i male količine azota (N 2) -2,0% , vodena para (H 2 O) -0,05% i kiseonik (O) -0,1%. Hlorovodonična kiselina (HCl) i fluorovodonična kiselina (HF) pronađene su kao male nečistoće. Ukupna količina ugljičnog dioksida na Veneri i Zemlji je približno ista. Jedino je na Zemlji vezan u sedimentnim stijenama i dijelom apsorbiran u vodenim masama okeana, dok je na Veneri sav koncentrisan u atmosferi. Tokom dana, površina planete je osvijetljena raspršenom sunčevom svjetlošću otprilike istog intenziteta kao i oblačnog dana na Zemlji. Na Veneri je noću viđeno mnogo munja.

Oblaci Venere se sastoje od mikroskopskih kapljica koncentrovane sumporne kiseline (H 2 SO 4). Gornji sloj oblaka je udaljen 90 km od površine, temperatura je oko 200 K; donji sloj je udaljen 30 km, temperatura je oko 430 K. Još niže je toliko vruće da nema oblaka. Naravno, na površini Venere nema tečne vode. Atmosfera Venere na nivou gornjeg sloja oblaka rotira u istom smjeru kao i površina planete, ali mnogo brže, čineći revoluciju za 4 dana; ovaj fenomen se zove superrotacija i za nju još nije pronađeno objašnjenje.

Površina.

Površina Venere je prekrivena stotinama hiljada vulkana. Ima ih nekoliko vrlo velikih: 3 km visokih i 500 km širokih. Ali većina vulkana je prečnika 2-3 km i visine oko 100 m. Izlivanje lave na Veneru traje mnogo duže nego na Zemlji. Venera je prevruća da bi se pojavili led, kiša ili oluje, tako da nema značajnih vremenskih prilika (vremenskih uvjeta). To znači da se vulkani i krateri gotovo nisu promijenili otkako su nastali prije više miliona godina.

Venera je prekrivena čvrstim kamenjem. Vruća lava kruži ispod njih, uzrokujući napetost u tankom površinskom sloju. Lava neprestano izbija iz rupa i pukotina u čvrstoj stijeni. Osim toga, vulkani neprestano emituju mlazove malih kapljica sumporne kiseline. Ponegdje se gusta lava, koja postepeno curi, akumulira u obliku ogromnih lokva širine do 25 km. Na drugim mjestima se na površini kupole formiraju ogromni mjehurići lave, koji potom otpadaju.

Na površini Venere pronađena je stijena bogata kalijem, uranijumom i torijumom, koja u kopnenim uvjetima ne odgovara sastavu primarnih vulkanskih stijena, već sekundarnih koje su podvrgnute egzogenoj preradi. Na drugim mjestima na površini se javljaju krupni šljunak i blokovi materijal tamnih stijena gustine 2,7-2,9 g/cm i drugi elementi tipični za bazalte. Tako se pokazalo da su površinske stijene Venere iste kao na Mjesecu, Merkuru i Marsu, eruptirale su magmatske stijene osnovnog sastava.

Malo se zna o unutrašnjosti Venere. Vjerovatno ima metalno jezgro koje zauzima 50% njegovog radijusa. Ali planeta nema magnetno polje zbog svoje vrlo spore rotacije.

Venera nikako nije gostoljubiv svijet, kako se nekada pretpostavljalo. Sa svojom atmosferom ugljičnog dioksida, oblacima sumporne kiseline i strašnom vrućinom, potpuno je neprikladan za ljude. Pod težinom ovih informacija, neke nade su propale: na kraju krajeva, prije manje od 20 godina, mnogi su naučnici smatrali Veneru objektom koji više obećava za istraživanje svemira nego Mars.

Zemlja.

Opće informacije.

Zemlja je treća planeta od Sunca u Sunčevom sistemu. Oblik Zemlje je blizak elipsoidu, spljošten na polovima i rastegnut u ekvatorijalnoj zoni. Prosječni polumjer Zemlje je 6371,032 km, polarni - 6356,777 km, ekvatorijalni - 6378,160 km. Težina - 5.976 * 1024 kg. Prosječna gustina Zemlje je 5518 kg/m³. Površina Zemlje iznosi 510,2 miliona km², od čega je oko 70,8% u okeanima. Prosječna dubina mu je oko 3,8 km, maksimalna ( Marijanski rov u Tihom okeanu) jednaka je 11,022 km; zapremina vode je 1370 miliona km³, prosječni salinitet je 35 g/l. Kopno čini 29,2%, odnosno šest kontinenata i ostrva. Izdiže se iznad nivoa mora u prosjeku za 875 m; najveća visina (vrh Chomolungma na Himalajima) je 8848 m. Planine zauzimaju više od 1/3 površine kopna. Pustinje pokrivaju oko 20% površine kopna, savane i svijetle šume - oko 20%, šume - oko 30%, glečeri - preko 10%. Preko 10% zemljišta zauzima poljoprivredno zemljište.

Zemlja ima samo jedan satelit, Mjesec.

Zahvaljujući svom jedinstvenom, možda jedinom u svemiru prirodni uslovi, Zemlja je postala mjesto gdje je nastala i razvila se organski život. By Prema modernim kosmogonijskim idejama, planeta je nastala prije otprilike 4,6 - 4,7 milijardi godina od protoplanetarnog oblaka zarobljenog privlačenjem Sunca. Formiranje prve, najstarije od proučavanih stijena trajalo je 100-200 miliona godina. Prije otprilike 3,5 milijardi godina nastali su uslovi pogodni za nastanak života. Homo sapiens (Homo sapiens) kao vrsta pojavio se prije oko pola miliona godina, a formiranje modernog tipa čovjeka pripisuje se vremenu povlačenja prvog glečera, odnosno prije oko 40 hiljada godina.

Saobraćaj.

Kao i druge planete, kreće se oko Sunca po eliptičnoj orbiti, čiji je ekscentricitet 0,017. Udaljenost od Zemlje do Sunca u različitim tačkama orbite nije ista. Prosječna udaljenost je oko 149,6 miliona km. U procesu kretanja naše planete oko Sunca, ravnina Zemljinog ekvatora kreće se paralelno sa sobom na način da je u nekim dijelovima orbite globus sa svojom sjevernom hemisferom nagnut prema Suncu, au drugim - sa svojim južnim. Period okretanja oko Sunca je 365.256 dana, sa dnevnom rotacijom - 23 sata i 56 minuta. Osa rotacije Zemlje nalazi se pod uglom od 66,5º u odnosu na ravan njenog kretanja oko Sunca.

Atmosfera .

Zemljina atmosfera se sastoji od 78% dušika i 21% kisika (u atmosferi ima vrlo malo drugih plinova); rezultat je duge evolucije pod uticajem geoloških, hemijskih i bioloških procesa. Možda je rana Zemljina atmosfera bila bogata vodonikom, koji je tada pobjegao. Otplinjavanje crijeva ispunilo je atmosferu ugljičnim dioksidom i vodenom parom. Ali para se kondenzovala u okeanima, a ugljični dioksid je bio zarobljen u karbonatnim stijenama. Tako je dušik ostao u atmosferi, a kisik se postepeno pojavljivao kao rezultat vitalne aktivnosti biosfere. Čak i prije 600 miliona godina, sadržaj kisika u zraku bio je 100 puta manji nego danas.

Naša planeta je okružena ogromnom atmosferom. Prema temperaturi, sastav i fizička svojstva atmosfere mogu se podijeliti na različite slojeve. Troposfera je područje između Zemljine površine i visine od 11 km. Ovo je prilično debeo i gust sloj koji sadrži većinu vodene pare u zraku. U njemu se odvijaju gotovo sve atmosferske pojave koje su od direktnog interesa za stanovnike Zemlje. Troposfera sadrži oblake, padavine itd. Sloj koji odvaja troposferu od sljedećeg atmosferskog sloja, stratosfere, naziva se tropopauza. Ovo je područje veoma niskih temperatura.

Sastav stratosfere je isti kao i troposfera, ali se u njoj pojavljuje i koncentrira ozon. Ionosfera, odnosno jonizovani sloj vazduha, formira se i u troposferi iu nižim slojevima. Reflektira visokofrekventne radio valove.

Atmosferski pritisak na nivou površine okeana je približno 0,1 MPa u normalnim uslovima. Vjeruje se da se Zemljina atmosfera uvelike promijenila u procesu evolucije: obogaćena je kisikom i stekla moderan sastav kao rezultat dugotrajne interakcije sa stijenama i uz sudjelovanje biosfere, odnosno biljaka i životinja. organizmi. Dokaz da su se takve promjene zaista dogodile su, na primjer, naslage uglja i debeli slojevi karbonatnih naslaga u sedimentnim stijenama, one sadrže ogromnu količinu ugljika, koji je nekada bio dio zemljine atmosfere u obliku ugljičnog dioksida i ugljen monoksid. Naučnici vjeruju da je drevna atmosfera nastala od plinovitih produkata vulkanskih erupcija; o njegovom sastavu se ocjenjuje hemijska analiza uzorci plina "zazidani" u šupljine drevnih stijena. Proučeni uzorci, koji su stari oko 3,5 milijardi godina, sadrže oko 60% ugljičnog dioksida, a preostalih 40% su jedinjenja sumpora, amonijaka, klorovodika i fluorida. Azot i inertni gasovi pronađeni su u maloj količini. Sav kiseonik je bio hemijski vezan.

Za biološke procese na Zemlji veliku važnost ima ozonosfera - ozonski omotač koji se nalazi na nadmorskoj visini od 12 do 50 km. Područje iznad 50-80 km naziva se jonosfera. Atomi i molekuli u ovom sloju su intenzivno jonizovani sunčevim zračenjem, posebno ultraljubičastim zračenjem. Ako ne ozonski sloj, tokovi zračenja bi dospjeli do površine Zemlje, uzrokujući uništenje živih organizama prisutnih tamo. Konačno, na udaljenostima većim od 1000 km, plin je toliko rijedak da sudari između molekula prestaju igrati značajnu ulogu, a atomi su više od pola ionizirani. Na visini od oko 1,6 i 3,7 poluprečnika Zemlje nalaze se prvi i drugi radijacioni pojas.

Struktura planete.

Glavnu ulogu u proučavanju unutrašnje strukture Zemlje imaju seizmičke metode zasnovane na proučavanju širenja u njenoj debljini elastičnih valova (i longitudinalnih i poprečnih) koji nastaju tijekom seizmičkih događaja - za vrijeme prirodnih potresa i kao posljedica od eksplozija. Na osnovu ovih studija, Zemlja je konvencionalno podeljena na tri regiona: koru, plašt i jezgro (u centru). Spoljni sloj - kora - ima prosečnu debljinu od oko 35 km. Glavni tipovi zemljine kore su kontinentalni (kopno) i okeanski; u prijelaznoj zoni od kopna do oceana razvija se srednji tip kore. Debljina kore varira u prilično širokom rasponu: okeanska kora (uzimajući u obzir vodeni sloj) ima debljinu od oko 10 km, dok je debljina kontinentalne kore desetine puta veća. Površinske naslage zauzimaju sloj debljine oko 2 km. Ispod njih je sloj granita (na kontinentima njegova debljina je 20 km), a ispod - oko 14 km (i na kontinentima i u okeanima) bazaltni sloj (donja kora). Gustina u centru Zemlje je oko 12,5 g/cm³. Prosječne gustine su: 2,6 g / cm³ - na površini Zemlje, 2,67 g / cm³ - za granit, 2,85 g / cm³ - za bazalt.

Do dubine od oko 35 do 2885 km prostire se Zemljin omotač, koji se naziva i silikatna ljuska. Od kore je odvojena oštrom granicom (tzv. Mohorovich granica), dublje od koje se naglo povećavaju brzine i longitudinalnih i poprečnih elastičnih seizmičkih talasa, kao i mehanička gustoća. Gustine u plaštu rastu sa povećanjem dubine od oko 3,3 do 9,7 g/cm3. Ekstenzivne litosferske ploče nalaze se u kori i (djelomično) u plaštu. Njihova sekularna kretanja ne određuju samo drift kontinenata, što značajno utječe na izgled Zemlje, već su povezana i sa lokacijom seizmičkih zona na planeti. Druga granica otkrivena seizmičkim metodama (Gutenbergova granica) - između plašta i vanjskog jezgra - nalazi se na dubini od 2775 km. Ona ima brzinu longitudinalni talasi pada sa 13,6 km/s (u plaštu) na 8,1 km/s (u jezgru), a brzina transverzalnih talasa opada sa 7,3 km/s na nulu. Ovo posljednje znači da je vanjsko jezgro tečno. Prema modernim konceptima, vanjsko jezgro se sastoji od sumpora (12%) i željeza (88%). Konačno, na dubinama većim od 5120 km, seizmičke metode otkrivaju prisustvo čvrstog unutrašnjeg jezgra, koje čini 1,7% Zemljine mase. Pretpostavlja se da je ovo legura gvožđa i nikla (80% Fe, 20% Ni).

Gravitaciono polje Zemlje je zakonom opisano sa velikom tačnošću gravitacije Newton. Ubrzanje slobodan pad iznad Zemljine površine određena je i gravitacijskom i centrifugalnom silom zbog Zemljine rotacije. Ubrzanje slobodnog pada na površini planete je 9,8 m/s².

Zemlja takođe ima magnet električna polja. Magnetno polje iznad Zemljine površine sastoji se od konstantnog (ili se mijenja dovoljno sporo) i promjenljivog dijela; ovo drugo se obično naziva varijacijama magnetnog polja. Glavno magnetsko polje ima strukturu blisku dipolu. Magnetski dipolni moment Zemlje, jednak 7,98T10^25 cgsm jedinica, usmjeren je približno suprotno od mehaničkog, iako su trenutno magnetni polovi donekle pomjereni u odnosu na geografske. Njihov se položaj, međutim, mijenja s vremenom, i iako su te promjene prilično spore, u geološkim vremenskim intervalima, prema paleomagnetskim podacima, uočavaju se čak i magnetske inverzije, odnosno preokreti polariteta. Jačine magnetnog polja na sjevernom i južnom magnetnom polu su 0,58 i 0,68 Oe, respektivno, i oko 0,4 Oe na geomagnetnom ekvatoru.

Električno polje iznad Zemljine površine ima prosječni intenzitet od oko 100 V/m i usmjereno je okomito prema dolje - to je takozvano polje lijepog vremena, ali ovo polje doživljava značajne (i periodične i nepravilne) varijacije.

Mjesec.

Mjesec je prirodni satelit Zemlje i nama najbliže nebesko tijelo. Prosječna udaljenost do Mjeseca je 384.000 kilometara, a prečnik Mjeseca je oko 3476 km. Prosječna gustina Mjeseca je 3,347 g/cm³, ili oko 0,607 prosječne gustine Zemlje. Masa satelita je 73 triliona tona. Ubrzanje gravitacije na površini Mjeseca je 1.623 m/s².

Mjesec se kreće oko Zemlje prosječna brzina 1,02 km/s u približno eliptičnoj orbiti u istom smjeru kao i velika većina drugih tijela u Sunčevom sistemu, tj. u smjeru suprotnom od kazaljke na satu kada se gleda sa Mjesečeve orbite sa sjevernog nebeskog pola. Period okretanja Mjeseca oko Zemlje, takozvani zvjezdani mjesec, jednak je 27,321661 srednjih dana, ali je podložan blagim fluktuacijama i vrlo malom sekularnom smanjenju.

Nezaštićena atmosferom, površina Meseca se tokom dana zagreva do +110°C, a noću se hladi na -120°C, međutim, kao što su pokazala radio zapažanja, ove ogromne temperaturne fluktuacije prodiru samo u nekoliko decimetara duboko zbog izuzetno slabe toplotne provodljivosti površinskih slojeva.

Reljef mjesečeve površine uglavnom je razjašnjen kao rezultat višegodišnjih teleskopskih osmatranja. "Mjesečeva mora", koja zauzimaju oko 40% vidljive površine Mjeseca, su ravne nizije, ispresijecane pukotinama i niskim vijugavim oknima; na morima ima relativno malo velikih kratera. Mnoga mora su okružena koncentričnim prstenastim grebenima. Ostala, svjetlija površina je prekrivena brojnim kraterima, prstenastim grebenima, brazdama i sl.

Mars.

Opće informacije.

Mars je četvrta planeta u Sunčevom sistemu. Mars - od grčkog "Mas" - muška moć - bog rata. Prema glavnim fizičkim karakteristikama, Mars spada u zemaljske planete. U prečniku je skoro upola manji od Zemlje i Venere. Prosječna udaljenost od Sunca je 1,52 AJ. Ekvatorijalni radijus je 3380 km. Prosječna gustina planete je 3950 kg/m³. Mars ima dva satelita - Fobos i Deimos.

Atmosfera.

Planeta je obavijena gasovitom ljuskom - atmosferom koja ima nižu gustinu od Zemljine. Čak iu dubokim depresijama Marsa, gde je atmosferski pritisak najveći, on je oko 100 puta manji nego na površini Zemlje, a na nivou marsovskih planinskih vrhova 500-1000 puta manji. Po sastavu podseća na atmosferu Venere i sadrži 95,3% ugljen-dioksida sa primesom 2,7% azota, 1,6% argona, 0,07% ugljenmonoksida, 0,13% kiseonika i približno 0,03% vodene pare, sadržaj koji se menja, kao i nečistoće neona, kriptona, ksenona.

Prosečna temperatura na Marsu je mnogo niža nego na Zemlji, oko -40°C. Pod najpovoljnijim uslovima leti u dnevnoj polovini planete, vazduh se zagreva do 20°C - sasvim prihvatljiva temperatura za stanovnike Zemlje. Ali u zimskoj noći, mraz može doseći -125 ° C. Ovako oštar pad temperature uzrokovan je činjenicom da razrijeđena atmosfera Marsa nije u stanju zadržati toplinu dugo vremena.

Preko površine planete često duvaju jaki vjetrovi čija brzina dostiže 100 m/s. Niska gravitacija dozvoljava čak i rijetkim strujanjima zraka da podignu ogromne oblake prašine. Ponekad su prilično velika područja na Marsu prekrivena grandioznim olujama prašine. Globalna oluja prašine bjesnila je od septembra 1971. do januara 1972. godine, podižući oko milijardu tona prašine u atmosferu na visinu veću od 10 km.

U atmosferi Marsa ima vrlo malo vodene pare, ali pri niskom pritisku i temperaturi ona je u stanju blizu zasićenja i često se skuplja u oblacima. Marsovski oblaci su prilično neekspresivni u odnosu na zemaljske, iako imaju različite oblike i tipove: cirusi, valoviti, zavjetrini (u blizini velikih planina i ispod obronaka velikih kratera, na mjestima zaštićenim od vjetra). Preko nizina, kanjona, dolina - i na dnu kratera u hladno doba dana često ima magle.

Kako su pokazale slike sa američkih sletnih stanica "Viking-1" i "Viking-2", marsovsko nebo po vedrom vremenu ima ružičastu boju, što se objašnjava rasipanjem sunčeve svetlosti na čestice prašine i osvetljenjem izmaglice narandžasta površina planete. U nedostatku oblaka, plinoviti omotač Marsa je mnogo transparentniji od zemaljskog, uključujući i ultraljubičaste zrake opasne za žive organizme.

Godišnja doba.

Solarni dan na Marsu traje 24 sata i 39 minuta. 35 s. Značajan nagib ekvatora prema ravni orbite dovodi do činjenice da su u nekim dijelovima orbite, uglavnom sjeverne geografske širine Marsa, osvijetljene i zagrijane Suncem, u drugima - južne, tj. promena godišnjih doba. Marsova godina traje oko 686,9 dana. Promena godišnjih doba na Marsu je ista kao i na Zemlji. Sezonske promjene su najizraženije u polarnim područjima. Zimi polarne kape zauzimaju značajno područje. Granica sjeverne polarne kape može se udaljiti od pola za trećinu udaljenosti od ekvatora, a granica južne kape prelazi polovinu ove udaljenosti. Ova razlika je zbog činjenice da se na sjevernoj hemisferi zima javlja kada Mars prolazi kroz perihel svoje orbite, a na južnoj hemisferi kada prolazi kroz afel. Zbog toga su zime na južnoj hemisferi hladnije nego na sjevernoj. Eliptičnost Marsove orbite dovodi do značajnih razlika u klimi sjeverne i južne hemisfere: u srednjim geografskim širinama zime su hladnije, a ljeta toplija nego na južnim, ali kraća nego na sjevernim.. Kada dođe ljeto na sjevernoj hemisferi Marsa, sjeverna polarna kapa se brzo smanjuje, ali u to vrijeme raste druga - blizu Južni pol gde dolazi zima. Krajem 19. - početkom 20. vijeka vjerovalo se da su polarne kape Marsa glečeri i snijeg. Prema savremenim podacima, obe polarne kape planete - severna i južna - sastoje se od čvrstog ugljen-dioksida, odnosno suvog leda, koji nastaje kada se ugljen-dioksid, koji je deo atmosfere Marsa, zamrzne i vodeni led pomešan sa mineralna prašina.

Struktura planete.

Zbog male mase, gravitacija na Marsu je skoro tri puta manja nego na Zemlji. Trenutno je struktura gravitacionog polja Marsa detaljno proučavana. To ukazuje na blago odstupanje od ujednačene raspodjele gustine na planeti. Jezgro može imati poluprečnik do polovine poluprečnika planete. Očigledno se sastoji od čistog željeza ili legure Fe-FeS (gvožđe-gvozdeni sulfid) i, moguće, vodonika otopljenog u njima. Očigledno je jezgro Marsa djelimično ili potpuno u tečnom stanju.

Mars mora imati debelu koru debljine 70-100 km. Između jezgra i kore nalazi se silikatni omotač obogaćen gvožđem. Crveni željezni oksidi prisutni u površinskim stijenama određuju boju planete. Sada se Mars nastavlja hladiti.

Seizmička aktivnost planete je slaba.

Površina.

Površina Marsa, na prvi pogled, podsjeća na mjesec. Međutim, zapravo je njegov reljef vrlo raznolik. Tokom duge geološke istorije Marsa, njegova površina je bila izmenjena vulkanskim erupcijama i potresima. Duboke ožiljke na licu boga rata ostavili su meteoriti, vjetar, voda i led.

Površina planete se sastoji, takoreći, od dva kontrastna dijela: drevnih visoravni koji pokrivaju južnu hemisferu, i mlađih ravnica koncentrisanih u sjevernim geografskim širinama. Osim toga, izdvajaju se dvije velike vulkanske regije - Elysium i Tharsis. Visinska razlika između planinskih i ravničarskih područja dostiže 6 km. Zašto se različita područja toliko razlikuju jedno od drugog, još uvijek nije jasno. Možda je takva podjela povezana s vrlo starom katastrofom - padom velikog asteroida na Mars.

Visokoplaninski dio sačuvao je tragove aktivnog meteoritskog bombardiranja koje se dogodilo prije oko 4 milijarde godina. Meteorski krateri pokrivaju 2/3 površine planete. U starim visoravnima ima ih skoro isto koliko i na Mesecu. Ali mnogi marsovski krateri su "izgubili svoj oblik" zbog vremenskih prilika. Neke od njih, očigledno, nekada su odnijeli tokovi vode. Sjeverne ravnice izgledaju potpuno drugačije. Prije 4 milijarde godina imali su mnogo meteoritnih kratera, ali ih je tada katastrofalni događaj, koji je već spomenut, izbrisao sa 1/3 površine planete i njen reljef na ovom području počeo se iznova formirati. Kasnije su tamo pali odvojeni meteoriti, ali generalno na sjeveru ima nekoliko udarnih kratera.

Izgled ove hemisfere odredila je vulkanska aktivnost. Neke od ravnica u potpunosti su prekrivene drevnim magmatskim stijenama. Potoci tekuće lave širili su se po površini, učvršćivali, a duž njih su tekli novi potoci. Ove okamenjene "rijeke" koncentrisane su oko velikih vulkana. Na krajevima jezika lave uočene su strukture slične kopnenim sedimentnim stijenama. Vjerovatno kada su usijane eruptivne mase otopile slojeve podzemni led, na površini Marsa formirali su se prilično opsežni rezervoari, koji su postepeno presušivali. Interakcija lave i podzemnog leda također je dovela do pojave brojnih brazdi i pukotina. U nižim područjima daleko od vulkana sjeverna hemisfera protežu peščane dine. Posebno ih ima u blizini sjeverne polarne kape.

Obilje vulkanskih pejzaža ukazuje da je u dalekoj prošlosti Mars doživio prilično turbulentnu geološku eru, najvjerovatnije je završila prije oko milijardu godina. Najaktivniji procesi odvijali su se u regijama Elysium i Tharsis. Nekada su bili bukvalno istisnuti iz utrobe Marsa, a sada se uzdižu iznad njegove površine u obliku grandioznih otoka: Elysium visok 5 km, Tharsis - 10 km. Oko ovih otoka koncentrisani su brojni rasjedi, pukotine, grebeni - tragovi drevnih procesa u marsovskoj kori. Najgrandiozniji sistem kanjona dubokih nekoliko kilometara - dolina Mariner - počinje na vrhu planine Tharsis i proteže se 4 hiljade kilometara na istok. U središnjem dijelu doline njegova širina doseže nekoliko stotina kilometara. U prošlosti, kada je atmosfera Marsa bila gušća, voda je mogla oticati u kanjone, stvarajući duboka jezera u njima.

Vulkani na Marsu su izuzetni fenomeni po zemaljskim standardima. Ali čak i među njima ističe se vulkan Olimp, koji se nalazi na sjeverozapadu planine Tharsis. Prečnik osnove ove planine dostiže 550 km, a visina 27 km, tj. tri puta je viši od Everesta, najvišeg vrha na Zemlji. Olimp je okrunjen ogromnim kraterom od 60 kilometara. Istočno od najvišeg dijela planine Tharsis otkriven je još jedan vulkan - Alba. Iako se po visini ne može mjeriti s Olimpom, promjer osnove mu je skoro tri puta veći.

Ovi vulkanski čunjevi su rezultat mirnih erupcija vrlo tekuće lave, po sastavu slične lavi kopnenih vulkana Havajskih ostrva. Tragovi vulkanskog pepela na obroncima drugih planina sugerišu da su se na Marsu povremeno dešavale katastrofalne erupcije.

U prošlosti je tekuća voda igrala veliku ulogu u oblikovanju reljefa Marsa. U prvim fazama proučavanja, Mars je astronomima izgledao kao pustinjska i bezvodna planeta, ali kada je površina Marsa fotografisana iz neposredne blizine, pokazalo se da u starim visoravnima često postoje jaruzi ostavljeni kao od vode koja teče. Neke od njih izgledaju kao da su ih prije mnogo godina probile olujne, brze struje. Ponekad se protežu na stotine kilometara. Neki od ovih "potokova" imaju prilično poštovane godine. Ostale doline su vrlo slične koritima mirnih zemaljskih rijeka. Svoj izgled vjerovatno duguju topljenju podzemnog leda.

Neke dodatne informacije o Marsu mogu se dobiti indirektnim metodama na osnovu proučavanja njegovih prirodnih satelita - Fobosa i Deimosa.

Sateliti Marsa.

Meseci Marsa otkriveni su 11. i 17. avgusta 1877. godine tokom velike opozicije američkog astronoma Asafa Hola. Sateliti su dobili takva imena iz grčke mitologije: Fobos i Deimos, sinovi Aresa (Mars) i Afrodite (Venera), uvijek su pratili svog oca. U prijevodu s grčkog, “phobos” znači “strah”, a “deimos” znači “užas”.

Fobos. Deimos.

Oba satelita Marsa kreću se gotovo tačno u ravni planeta ekvatora. Uz pomoć svemirskih letjelica ustanovljeno je da Fobos i Deimos imaju nepravilan oblik i da u svom orbitalnom položaju uvijek ostaju okrenuti prema planeti istom stranom. Dimenzije Fobosa su oko 27 km, a Deimosa - oko 15 km. Površina mjeseca Marsa sastoji se od vrlo tamnih minerala i prekrivena je brojnim kraterima. Jedan od njih - na Fobosu ima prečnik od oko 5,3 km. Krateri su vjerovatno nastali bombardiranjem meteorita; porijeklo sistema paralelnih brazda je nepoznato. Ugaona brzina orbitalnog kretanja Fobosa je toliko velika da se, za razliku od drugih svjetiljki, Fobos diže na zapadu, prestižući aksijalnu rotaciju planete, i zalazi na istoku.

Potraga za životom na Marsu.

Dugo se na Marsu vodila potraga za oblicima vanzemaljskog života. Prilikom istraživanja planete svemirski brod Serija Viking, izvedena su tri složena biološka eksperimenta: pirolizna razgradnja, izmjena plina, razgradnja etikete. Oni se zasnivaju na iskustvu proučavanja zemaljskog života. Eksperiment razgradnje pirolize temeljio se na definiciji procesa fotosinteze koji uključuje ugljik, eksperiment razgradnje etikete bio je zasnovan na pretpostavci da je voda neophodna za postojanje, a eksperiment izmjene plina uzeo je u obzir da život na Marsu mora koristiti vodu kao otapalo. Iako su sva tri biološka eksperimenta dala pozitivan rezultat, oni su vjerovatno nebiološke prirode i mogu se objasniti neorganskim reakcijama hranljivog rastvora sa materijalom marsovske prirode. Dakle, možemo rezimirati da je Mars planeta koja nema uslove za nastanak života.

Zaključak

Upoznali smo se sa stanje tehnike našu planetu i planete grupe Zemlje. Budućnost naše planete, pa i čitavog planetarnog sistema, ako se ne dogodi ništa nepredviđeno, izgleda jasna. Vjerovatnoća da će uspostavljeni poredak planeta narušiti neka zvijezda lutalica je mala, čak i za nekoliko milijardi godina. U bliskoj budućnosti ne treba očekivati ​​velike promjene u protoku sunčeve energije. Vjerovatno će se ponoviti ledena doba. Čovjek je u stanju promijeniti klimu, ali pritom može pogriješiti. Kontinenti će u narednim epohama rasti i padati, ali se nadamo da će procesi biti spori. S vremena na vrijeme mogući su ogromni udari meteorita.

Ali u osnovi Solarni sistem zadržaće moderan izgled.

Plan.

1. Uvod.

2. Merkur.

3. Venera.

6. Zaključak.

7. Književnost.

Planet Merkur.

površine Merkura.

Planeta Venera.

Površina Venere.

Planeta Zemlja.

Površina zemljišta.

Planeta Mars.

Površina Marsa.