Rajoni i brendshëm i sistemit diellor është i banuar nga një sërë trupash: planetë të mëdhenj, satelitët e tyre, si dhe trupa të vegjël - asteroidë dhe kometa. Që nga viti 2006, një nëngrup i ri është futur në grupin e planetëve - planetët xhuxh, të cilët kanë cilësitë e brendshme të planetëve (forma sferoide, aktiviteti gjeologjik), por për shkak të masës së tyre të vogël, nuk janë në gjendje të dominojnë në afërsi të tyre. orbitë. Tani 8 planetët më masivë - nga Mërkuri në Neptun - quhen thjesht planetë (planet), megjithëse në biseda astronomët shpesh i quajnë "planetë të mëdhenj" për qartësi, për t'i dalluar nga planetët xhuxh. Termi "planet i vogël", i cili është përdorur për asteroidët për shumë vite, tani rekomandohet të mos përdoret për të shmangur konfuzionin me planetët xhuxh.

Në rajonin e planetëve kryesorë, ne shohim një ndarje të qartë në dy grupe me nga 4 planetë secili: pjesa e jashtme e këtij rajoni është e zënë nga planetë gjigantë dhe pjesa e brendshme është e zënë nga planetë tokësorë shumë më pak masivë. Grupi i gjigantëve gjithashtu zakonisht ndahet në gjysmë: gjigantët e gazit (Jupiteri dhe Saturni) dhe gjigantët e akullit (Urani dhe Neptuni). Në grupin e planetëve të tipit tokësor, është planifikuar gjithashtu një përgjysmim: Venusi dhe Toka janë jashtëzakonisht të ngjashme me njëra-tjetrën në shumë parametra fizikë, dhe Mërkuri dhe Marsi janë inferiorë ndaj tyre në masë me një renditje madhësie dhe pothuajse pa një atmosfera (edhe për Marsin është qindra herë më e vogël se Toka, dhe për Mërkuri praktikisht mungon).

Duhet të theksohet se midis dyqind satelitëve të planetëve, mund të dallohen të paktën 16 trupa që kanë vetitë e brendshme të planetëve të plotë. Ata shpesh tejkalojnë madhësinë dhe masën e planetëve xhuxh, por në të njëjtën kohë ata janë nën kontrollin e gravitetit të trupave shumë më masivë. Po flasim për Hënën, Titanin, satelitët Galileas të Jupiterit dhe të ngjashme. Prandaj, do të ishte e natyrshme të futej në nomenklaturën e sistemit diellor një grup i ri për objekte të tilla "të varura" të tipit planetar, duke i quajtur "planete satelitore". Por ndërkohë që kjo ide është në diskutim.

Le të kthehemi te planetët tokësorë. Krahasuar me gjigantët, ata janë tërheqës sepse kanë një sipërfaqe të fortë në të cilën mund të zbresin sondat hapësinore. Që nga vitet 1970, stacionet automatike dhe automjetet vetëlëvizëse të BRSS dhe SHBA kanë zbarkuar vazhdimisht dhe kanë punuar me sukses në sipërfaqen e Venusit dhe Marsit. Nuk ka pasur ende ulje në Mërkur, pasi fluturimet në afërsi të Diellit dhe ulja në një trup masiv pa atmosferë shoqërohen me probleme të mëdha teknike.

Kur studiojnë planetët tokësorë, astronomët nuk harrojnë vetë Tokën. Analiza e imazheve nga hapësira bëri të mundur që të kuptohej shumë në dinamikën e atmosferës së tokës, në strukturën e shtresave të sipërme të saj (ku avionët dhe as balonat nuk ngrihen), në proceset që ndodhin në magnetosferën e saj. Duke krahasuar strukturën e atmosferave të planetëve të ngjashëm me Tokën, mund të kuptohen shumë në historinë e tyre dhe të parashikohet më saktë e ardhmja e tyre. Dhe meqenëse të gjitha bimët dhe kafshët më të larta jetojnë në sipërfaqen e planetit tonë (apo jo vetëm?), karakteristikat e shtresave më të ulëta të atmosferës janë veçanërisht të rëndësishme për ne. Ky leksion ka të bëjë me planetët tokësorë; kryesisht për pamjen dhe kushtet e tyre sipërfaqësore.

Shkëlqimi i planetit. Albedo

Duke e parë planetin nga larg, ne mund të dallojmë lehtësisht trupat me dhe pa atmosferë. Prania e një atmosfere, ose më saktë, prania e reve në të, e bën pamjen e planetit të ndryshueshme dhe rrit ndjeshëm shkëlqimin e diskut të tij. Kjo shihet qartë nëse planetët janë të renditur në një rresht nga krejtësisht pa re (atmosferike) deri në të mbuluar plotësisht nga retë: Mërkuri, Marsi, Toka, Venusi. Trupat e gurtë pa atmosferë janë të ngjashëm me njëri-tjetrin deri në pikën e padallueshmërisë pothuajse të plotë: krahasoni, për shembull, imazhet në shkallë të gjerë të Hënës dhe Mërkurit. Edhe një sy me përvojë vështirë se mund të dallojë sipërfaqet e këtyre trupave të errët, të mbuluar dendur me kratere meteori. Por atmosfera i jep çdo planeti një pamje unike.

Prania ose mungesa e një atmosfere në një planet kontrollohet nga tre faktorë: temperatura dhe potenciali gravitacional në sipërfaqe, si dhe fusha magnetike globale. Vetëm Toka ka një fushë të tillë, dhe ajo mbron ndjeshëm atmosferën tonë nga rrjedhat e plazmës diellore. Hëna humbi atmosferën e saj (nëse kishte fare) për shkak të një shpejtësie të ulët kritike pranë sipërfaqes, dhe Mërkuri për shkak të temperaturë të lartë dhe erë e fortë diellore. Marsi, me pothuajse të njëjtën gravitacion si Mërkuri, ishte në gjendje të mbante mbetjet e atmosferës, sepse për shkak të distancës nga Dielli, ai është i ftohtë dhe jo aq intensivisht i fryrë nga era diellore.

Për sa i përket parametrave të tyre fizikë, Venusi dhe Toka janë pothuajse binjake. Ata kanë madhësi, masë dhe rrjedhimisht densitetin mesatar të ngjashëm. Struktura e tyre e brendshme gjithashtu duhet të jetë e ngjashme - kore, manteli, bërthama hekuri - megjithëse nuk ka ende siguri për këtë, pasi nuk ka të dhëna sizmike dhe të tjera gjeologjike në zorrët e Venusit. Sigurisht, ne nuk kemi depërtuar thellë as në zorrët e Tokës: në shumicën e vendeve në 3-4 km, në disa pika në 7-9 km dhe vetëm në një në 12 km. Kjo është më pak se 0.2% e rrezes së Tokës. Por matjet sizmike, gravimetrike dhe të tjera bëjnë të mundur gjykimin e brendësisë së tokës me shumë detaje, ndërkohë që nuk ka pothuajse asnjë të dhënë të tillë për planetët e tjerë. Hartat e detajuara të fushës gravitacionale janë marrë vetëm për Hënën; flukset e nxehtësisë nga zorrët janë matur vetëm në Hënë; Sizmometrat deri tani kanë punuar gjithashtu vetëm në Hënë dhe (jo shumë të ndjeshëm) në Mars.

Gjeologët ende gjykojnë jetën e brendshme të planetëve nga veçoritë e sipërfaqes së tyre të ngurtë. Për shembull, mungesa e shenjave të pllakave litosferike pranë Venusit e dallon ndjeshëm atë nga Toka, në evolucionin e sipërfaqes së së cilës proceset tektonike (rrëshqitja kontinentale, përhapja, zhytja, etj.) luajnë një rol vendimtar. Në të njëjtën kohë, disa prova indirekte tregojnë për mundësinë e tektonikës së pllakave në Mars në të kaluarën, si dhe tektonikën e fushës së akullit në hënën e Jupiterit, Europa. Kështu, ngjashmëria e jashtme e planetëve (Venus - Tokë) nuk garanton ngjashmërinë e tyre strukturën e brendshme dhe proceset që ndodhin në thellësi të tyre. Dhe planetët që nuk janë të ngjashëm me njëri-tjetrin mund të demonstrojnë fenomene të ngjashme gjeologjike.

Le të kthehemi tek ajo që është në dispozicion të astronomëve dhe specialistëve të tjerë për studim të drejtpërdrejtë, domethënë, në sipërfaqen e planetëve ose në shtresën e tyre të reve. Në parim, paqartësia e atmosferës në intervalin optik nuk është një pengesë e pakapërcyeshme për të studiuar sipërfaqen e ngurtë të planetit. Radarët nga Toka dhe nga sondat hapësinore bënë të mundur studimin e sipërfaqeve të Venusit dhe Titanit përmes atmosferave të tyre që nuk janë transparente ndaj dritës. Megjithatë, këto vepra janë të natyrës episodike dhe studimet sistematike të planetëve ende kryhen me instrumente optike. Më e rëndësishmja, rrezatimi optik i Diellit është burimi kryesor i energjisë për shumicën e planetëve. Prandaj, aftësia e atmosferës për të reflektuar, shpërndarë dhe thithur këtë rrezatim ndikon drejtpërdrejt në klimën afër sipërfaqes së planetit.

Ndriçuesi më i ndritshëm në qiellin e natës, përveç Hënës, është Venusi. Ai është shumë i ndritshëm, jo ​​vetëm për shkak të afërsisë së tij relative me Diellin, por edhe për shkak të shtresës së dendur të reve të pikave të acidit sulfurik të koncentruar, i cili reflekton në mënyrë të përsosur dritën. Toka jonë gjithashtu nuk është shumë e errët, pasi 30-40% e atmosferës së Tokës është e mbushur me re uji, dhe ato gjithashtu shpërndajnë dhe reflektojnë mirë dritën. Këtu është një fotografi (fig. lart), ku Toka dhe Hëna janë inkuadruar njëkohësisht. Ky imazh është marrë nga sonda hapësinore Galileo teksa fluturoi pranë Tokës në rrugën e saj drejt Jupiterit. Shihni sa është Hëna më e errët se Toka dhe në përgjithësi më e errët se çdo planet me atmosferë. Ky është një model i përgjithshëm - trupat jo-atmosferikë janë shumë të errët. Fakti është se nën ndikimin e rrezatimit kozmik, çdo të ngurta gradualisht errësohet.

Deklarata se sipërfaqja e Hënës është e errët është zakonisht e çuditshme: në shikim të parë, disku hënor duket shumë i ndritshëm; në një natë pa re madje na verbon. Por kjo është vetëm në kontrast me qiellin edhe më të errët të natës. Për të karakterizuar reflektueshmërinë e çdo trupi, përdoret një sasi e quajtur albedo. Kjo është shkalla e bardhësisë, domethënë koeficienti i reflektimit të dritës. Albedo e barabartë me zero - errësirë ​​absolute, thithje e plotë e dritës. Një albedo e barabartë me një është reflektim total. Fizikanët dhe astronomët kanë disa qasje të ndryshme për përcaktimin e albedos. Është e qartë se shkëlqimi i sipërfaqes së ndriçuar varet jo vetëm nga lloji i materialit, por edhe nga struktura dhe orientimi i tij në lidhje me burimin e dritës dhe vëzhguesin. Për shembull, bora me gëzof të sapo rënë ka një vlerë reflektimi, ndërsa bora që keni shkelur me çizme do të ketë një vlerë krejtësisht të ndryshme. Dhe varësia nga orientimi është e lehtë për t'u demonstruar me një pasqyrë, duke lënë rrezet e diellit.

I gjithë diapazoni i vlerave të mundshme të albedos mbulohet nga objekte të njohura hapësinore. Këtu është Toka, duke reflektuar rreth 30% të rrezeve të diellit, kryesisht për shkak të reve. Dhe mbulesa e vazhdueshme e reve të Venusit reflekton 77% të dritës. Hëna jonë është një nga trupat më të errët, që reflekton mesatarisht rreth 11% të dritës; dhe hemisfera e saj e dukshme, për shkak të pranisë së "deteve" të mëdha të errëta, reflekton dritën edhe më keq - më pak se 7%. Por ka edhe objekte më të errëta; për shembull, asteroidi 253 Matilda ka një albedo prej 4%. Nga ana tjetër, ka trupa çuditërisht të ndritshëm: Hëna e Saturnit Enceladus reflekton 81% dritë e dukshme, dhe albedo e tij gjeometrike është thjesht fantastike - 138%, pra është më e ndritshme se një disk krejtësisht i bardhë i të njëjtit seksion kryq. Është e vështirë edhe të kuptosh se si e bën atë. Bora e pastër në Tokë e reflekton dritën edhe më keq; çfarë lloj bore shtrihet në sipërfaqen e këtij Enceladusi të vogël dhe të bukur?

Bilanci termik

Temperatura e çdo trupi përcaktohet nga ekuilibri midis fluksit të nxehtësisë në të dhe humbjeve të tij. Janë të njohura tre mekanizma të shkëmbimit të nxehtësisë: rrezatimi, përcjellja e nxehtësisë dhe konvekcioni. Dy të fundit prej tyre kërkojnë kontakt të drejtpërdrejtë me mjedisi, pra në vakum hapësinor Më i rëndësishmi dhe, në fakt, i vetmi është mekanizmi i parë - rrezatimi. Për projektuesit e teknologjisë hapësinore, kjo krijon probleme të konsiderueshme. Ata duhet të marrin parasysh disa burime të nxehtësisë: Diellin, planetin (veçanërisht në orbita të ulëta) dhe njësitë e brendshme të vetë anijes kozmike. Dhe ekziston vetëm një mënyrë për të çliruar nxehtësinë - rrezatimi nga sipërfaqja e aparatit. Për të ruajtur ekuilibrin e rrjedhave të nxehtësisë, projektuesit e teknologjisë hapësinore rregullojnë albedon efektive të anijes kozmike duke përdorur izolimin e ekranit me vakum dhe radiatorët. Kur një sistem i tillë dështon, kushtet në anijen kozmike mund të bëhen mjaft të pakëndshme, siç na kujton historia e misionit Apollo 13 në Hënë.

Por për herë të parë, ky problem u përball në të tretën e parë të shekullit të 20-të nga krijuesit e balonave në lartësi të mëdha - të ashtuquajturit stratostat. Në ato vite, ata ende nuk dinin të krijonin sisteme komplekse të kontrollit termik për një gondolë të mbyllur, kështu që u kufizuan në një përzgjedhje të thjeshtë të albedos së sipërfaqes së saj të jashtme. Sa e ndjeshme është temperatura e trupit ndaj albedos së tij, thotë historia e fluturimeve të para në stratosferë.

Gondola e balonës suaj stratosferike FNRS-1 Zvicerani Auguste Picard është lyer me ngjyrë të bardhë në njërën anë dhe të zezë në anën tjetër. Ideja ishte që temperatura në gondolë mund të kontrollohej duke e kthyer sferën në një mënyrë ose në një tjetër drejt Diellit. Për rrotullim, jashtë u instalua një helikë. Por pajisja nuk funksionoi, dielli shkëlqeu nga ana "e zezë" dhe temperatura e brendshme në fluturimin e parë u rrit në 38 ° C. Në fluturimin tjetër, e gjithë kapsula u mbulua thjesht me argjend për të reflektuar rrezet e diellit. Brenda u bë -16 ° C.

Dizajnerët stratosferikë amerikanë eksplorues morën parasysh përvojën e Picard-it dhe miratuan një kompromis: ata e lyenin pjesën e sipërme të kapsulës të bardhë dhe pjesën e poshtme të zezë. Ideja ishte që gjysma e sipërme e sferës do të reflektonte rrezatimin diellor, ndërsa gjysma e poshtme do të thithte nxehtësinë nga Toka. Ky opsion doli të mos ishte i keq, por edhe jo ideal: gjatë fluturimeve, ishte 5 ° C në kapsulë.

Stranautët sovjetikë thjesht izoluan kapsulat e aluminit me një shtresë ndjesie. Siç ka treguar praktika, ky vendim ishte më i suksesshmi. Nxehtësia e brendshme, e krijuar kryesisht nga ekuipazhi, doli të ishte e mjaftueshme për të mbajtur një temperaturë të qëndrueshme.

Por nëse planeti nuk ka burimet e veta të fuqishme të nxehtësisë, atëherë vlera e albedos është shumë e rëndësishme për klimën e tij. Për shembull, planeti ynë thith 70% të dritës së diellit që bie mbi të, duke e shndërruar atë në rrezatim të tij infra të kuq, duke mbështetur ciklin e ujit në natyrë përmes tij, duke e ruajtur atë si rezultat i fotosintezës në biomasë, vaj, qymyr, gaz. Hëna thith pothuajse të gjithë dritën e diellit, duke e shndërruar atë në mënyrë të trashë në rrezatim infra të kuq me entropi të lartë dhe duke ruajtur kështu temperaturën e saj mjaft të lartë. Por Enceladus, me sipërfaqen e tij krejtësisht të bardhë, me krenari largon pothuajse të gjithë rrezet e diellit nga vetja, për të cilën paguan me një temperaturë të ulët monstruoze të sipërfaqes: mesatarisht rreth -200 ° C, dhe në disa vende deri në -240 ° C. Megjithatë, ky satelit - "i gjithë në të bardhë" - nuk vuan shumë nga i ftohti i jashtëm, pasi ka burim alternativ energji - ndikimi gravitacional i baticës së fqinjit Saturn (), duke ruajtur oqeanin e tij nënglacial në një gjendje të lëngshme. Por planetët tokësorë kanë burime shumë të dobëta të brendshme të nxehtësisë, kështu që temperatura e sipërfaqes së tyre të ngurtë varet kryesisht nga vetitë e atmosferës - nga aftësia e saj, nga njëra anë, për të reflektuar një pjesë të rrezeve të diellit përsëri në hapësirë, dhe nga nga ana tjetër, për të mbajtur energjinë e rrezatimit që ka kaluar përmes atmosferës në sipërfaqen e planetit.

Efekti serë dhe klima e planetit

Varësisht se sa larg është planeti nga Dielli dhe çfarë proporcioni të dritës së diellit thith, formohen kushtet e temperaturës në sipërfaqen e planetit, klima e tij. Si duket spektri i çdo trupi vetëndriçues, si p.sh. një yll? Në shumicën e rasteve, spektri i një ylli është një kurbë "me një gungë", pothuajse Planck, në të cilën pozicioni i maksimumit varet nga temperatura e sipërfaqes së yllit. Ndryshe nga një yll, spektri i planetit ka dy "gungë": ai reflekton një pjesë të dritës së yjeve në rrezen optike dhe thith dhe rirrezaton pjesën tjetër në rrezen infra të kuqe. Zona relative nën këto dy gunga përcaktohet saktësisht nga shkalla e reflektimit të dritës, domethënë albedo.

Le të shohim dy planetët më të afërt me ne - Mërkuri dhe Venusi. Në pamje të parë, situata është paradoksale. Venusi reflekton pothuajse 80% të dritës së diellit dhe thith vetëm rreth 20%. Dhe Mërkuri nuk reflekton pothuajse asgjë, por thith gjithçka. Përveç kësaj, Afërdita është më larg nga Dielli se Merkuri; 3.4 herë më pak rreze dielli bien për njësi të sipërfaqes së saj me re. Duke marrë parasysh ndryshimin në albedo, çdo metër katror i sipërfaqes së ngurtë të Mërkurit merr pothuajse 16 herë më shumë nxehtësi diellore sesa e njëjta sipërfaqe në Venus. E megjithatë, në të gjithë sipërfaqen e ngurtë të Venusit, kushte djallëzore - një temperaturë e madhe (kallaji dhe plumbi shkrihen!), Dhe Mërkuri është më i ftohtë! Në pole ka përgjithësisht Antarktidë, dhe në ekuator temperatura mesatare është 67 ° C. Sigurisht, gjatë ditës, sipërfaqja e Mërkurit nxehet deri në 430 ° C, dhe natën ftohet në -170 ° C. Por tashmë në një thellësi prej 1.5-2 metrash, luhatjet ditore zbuten dhe mund të flasim për një temperaturë mesatare të sipërfaqes prej 67 °C. Është vapë, sigurisht, por mund të jetosh. Dhe në gjerësinë e mesme të Mërkurit, temperatura e dhomës është përgjithësisht.

Per Cfarë bëhet fjalë? Pse Mërkuri, afër Diellit dhe që thith me dëshirë rrezet e tij, nxehet në temperaturën e dhomës, ndërsa Afërdita, e cila është më e largët nga Dielli dhe që reflekton në mënyrë aktive rrezet e tij, nxehet si një furrë? Si do ta shpjegojë fizika këtë?

Atmosfera e Tokës është pothuajse transparente: ajo lejon të kalojë 80% të dritës së diellit që hyn. Si rezultat i konvekcionit, ajri nuk mund të largohet në hapësirë ​​- planeti nuk e lë të shkojë. Pra, mund të ftohet vetëm në formën e rrezatimit infra të kuqe. Dhe nëse rrezatimi IR mbetet i mbyllur, atëherë ai ngroh ato shtresa të atmosferës që nuk e lëshojnë atë. Vetë këto shtresa bëhen burim nxehtësie dhe pjesërisht e drejtojnë atë përsëri në sipërfaqe. Një pjesë e rrezatimit shkon në hapësirë, por pjesa më e madhe e tij kthehet në sipërfaqen e Tokës dhe e ngroh atë derisa të vendoset ekuilibri termodinamik. Si është instaluar?

Temperatura rritet dhe maksimumi në spektër zhvendoset (ligji i Wien-it) derisa të gjejë një "dritare transparence" në atmosferë, përmes së cilës rrezet IR do të largohen në hapësirë. Bilanci i rrjedhave të nxehtësisë është vendosur, por në një temperaturë më të lartë se sa mund të ishte në mungesë të atmosferës. Ky është efekti serë.

Në jetën tonë, ne hasim shpesh efektin serë. Dhe jo vetëm në formën e një sere kopshti ose një tenxhere të vendosur në sobë, të cilën e mbulojmë me kapak për të reduktuar transferimin e nxehtësisë dhe për të shpejtuar zierjen. Vetëm këta shembuj nuk demonstrojnë një efekt të pastër serë, pasi heqja e nxehtësisë rrezatuese dhe konvektive zvogëlohet në to. Shumë më afër efektit të përshkruar është shembulli i një nate të pastër të ftohtë. Me ajër të thatë dhe një qiell pa re (për shembull, në një shkretëtirë), pas perëndimit të diellit, toka ftohet shpejt, dhe ajri i lagësht dhe retë zbutin luhatjet ditore të temperaturës. Fatkeqësisht, ky efekt është i njohur për astronomët: netët e kthjellta me yje mund të jenë veçanërisht të ftohta, gjë që e bën punën në teleskop shumë të pakëndshme. Duke iu rikthyer figurës së mësipërme, do të shohim arsyen: është avulli i ujit në atmosferë ai që shërben si pengesë kryesore për rrezatimin infra të kuq që mbart nxehtësi.

Hëna nuk ka atmosferë, që do të thotë se nuk ka efekt serë. Në sipërfaqen e saj, ekuilibri termodinamik është vendosur në një formë të qartë, nuk ka shkëmbim rrezatimi midis atmosferës dhe sipërfaqes së ngurtë. Marsi ka një atmosferë të rrallë, por gjithsesi efekti i tij serë shton 8 °C të tij. Dhe i shton Tokës pothuajse 40 °C. Nëse planeti ynë nuk do të kishte një atmosferë kaq të dendur, temperatura e Tokës do të ishte 40 ° C më e ulët. Sot është mesatarisht 15 °C në të gjithë globin dhe do të ishte -25 °C. Të gjithë oqeanet do të ngrinin, sipërfaqja e Tokës do të zbardhej nga bora, albedo do të rritej dhe temperatura do të binte edhe më poshtë. Në përgjithësi - një gjë e tmerrshme! Por është mirë që efekti serë në atmosferën tonë funksionon dhe na ngroh. Dhe funksionon edhe më fuqishëm në Venus - rrit temperaturën mesatare të Venusit me më shumë se 500 gradë.

Sipërfaqja e planetëve

Deri më tani, ne nuk kemi filluar një studim të detajuar të planetëve të tjerë, i kufizuar kryesisht në vëzhgimin e sipërfaqes së tyre. Dhe sa i rëndësishëm është informacioni për pamjen e planetit për shkencën? Çfarë vlere mund të na tregojë imazhi i sipërfaqes së saj? Nëse është një planet me gaz, si Saturni ose Jupiteri, ose një i ngurtë, por i mbuluar me një shtresë të dendur resh, si Venusi, atëherë ne shohim vetëm shtresën e sipërme të reve, prandaj, nuk kemi pothuajse asnjë informacion për vetë planetin. Atmosfera me re, siç thonë gjeologët, është një sipërfaqe super e re - sot është kështu, dhe nesër do të jetë ndryshe, ose jo nesër, por pas 1000 vjetësh, që është vetëm një moment në jetën e planetit.

Njolla e Madhe e Kuqe në Jupiter ose dy ciklone planetare në Venus janë vëzhguar për 300 vjet, por ata na tregojnë vetëm disa vetitë e përgjithshme dinamikat moderne të atmosferave të tyre. Pasardhësit tanë, duke parë këta planetë, do të shohin një pamje krejtësisht të ndryshme, dhe çfarë fotografie mund të shihnin paraardhësit tanë, ne nuk do ta dimë kurrë. Kështu, duke parë nga ana planetët me një atmosferë të dendur, nuk mund të gjykojmë të kaluarën e tyre, pasi shohim vetëm një shtresë reje të ndryshueshme. Një çështje krejtësisht tjetër është Hëna ose Mërkuri, sipërfaqet e të cilave mbajnë gjurmë të bombardimeve meteoritësh dhe proceseve gjeologjike që kanë ndodhur gjatë miliarda viteve të fundit.

Dhe bombardime të tilla të planetëve gjigantë praktikisht nuk lënë gjurmë. Një nga këto ngjarje ndodhi në fund të shekullit të njëzetë pikërisht para syve të astronomëve. Kometa Shoemaker-Levy 9. Në vitin 1993, një zinxhir i çuditshëm prej dy duzina kometash të vogla u pa pranë Jupiterit. Llogaritja tregoi se këto janë fragmente të një komete që fluturoi pranë Jupiterit në 1992 dhe u copëtua nga efekti baticës i fushës së saj të fuqishme gravitacionale. Astronomët nuk e panë vetë episodin e shpërbërjes së kometës, por kapën vetëm momentin kur zinxhiri i fragmenteve të kometës po largohej nga Jupiteri me një "tren". Nëse shpërbërja nuk do të kishte ndodhur, atëherë kometa, pasi iu afrua Jupiterit përgjatë një trajektoreje hiperbolike, do të kishte shkuar në distancë përgjatë degës së dytë të hiperbolës dhe, ka shumë të ngjarë, nuk do t'i afrohej më Jupiterit. Por trupi i kometës nuk mundi t'i rezistonte stresit të baticës dhe u shemb, dhe energjia e shpenzuar për deformimin dhe këputjen e trupit të kometës zvogëloi energjinë kinetike të lëvizjes së saj orbitale, duke transferuar fragmentet nga një orbitë hiperbolike në një orbitë eliptike, të mbyllur rreth Jupiteri. Distanca e orbitës në perqendrën doli të ishte më e vogël se rrezja e Jupiterit, dhe në vitin 1994 fragmentet u përplasën në planet njëri pas tjetrit.

Incidenti ishte i madh. Çdo "fragment" i bërthamës kometare është një bllok akulli me përmasa 1 × 1.5 km. Ata fluturuan me radhë në atmosferën e një planeti gjigant me një shpejtësi prej 60 km / s (e dyta shpejtësia hapësinore për Jupiterin), duke pasur një specifik energjia kinetike në (60/11) 2 = 30 herë më i madh se sa nëse do të ishte një përplasje me Tokën. Astronomët me interes të madh, duke qenë të sigurt në Tokë, panë katastrofën kozmike në Jupiter. Fatkeqësisht, fragmentet e kometës goditën Jupiterin nga ana që nuk ishte e dukshme nga Toka në atë moment. Për fat të mirë, pikërisht në atë kohë, sonda hapësinore Galileo ishte në rrugën e saj drejt Jupiterit, i pa këto episode dhe na i tregoi. Për shkak të rrotullimit të shpejtë të përditshëm të Jupiterit, rajonet e përplasjes u bënë të arritshme si për teleskopët me bazë tokësore, ashtu edhe për ato afër Tokës, siç është Teleskopi Hapësinor Hubble, që është veçanërisht i vlefshëm. Kjo ishte shumë e dobishme, pasi çdo bllok, duke u përplasur në atmosferën e Jupiterit, shkaktoi një shpërthim kolosal që shkatërroi shtresën e sipërme të reve dhe krijoi një dritare shikimi thellë në atmosferën e Jupiterit për ca kohë. Kështu, falë bombardimeve të kometës, ne mundëm të shikonim atje për një kohë. Por kaluan 2 muaj dhe nuk mbetën asnjë gjurmë në sipërfaqen e turbullt: retë mbuluan të gjitha dritaret, sikur asgjë të mos kishte ndodhur.

Një tjetër gjë - Toka. Në planetin tonë, plagët e meteorit mbeten për një kohë të gjatë. Këtu është krateri më i njohur i meteorit me një diametër prej rreth 1 km dhe një moshë rreth 50 mijë vjet. Ai është ende i dukshëm. Por krateret e formuara më shumë se 200 milionë vjet më parë mund të gjenden vetëm duke përdorur metoda delikate gjeologjike. Ata nuk janë të dukshëm nga lart.

Nga rruga, ekziston një raport mjaft i besueshëm midis madhësisë së një meteori të madh që ra në Tokë dhe diametrit të kraterit të formuar prej tij - 1:20. Një krater me diametër kilometër në Arizona u formua nga goditja e një asteroidi të vogël me një diametër rreth 50 m. Dhe në kohët e lashta, "predha" më të mëdha goditën Tokën - si kilometër ashtu edhe dhjetë kilometra. Sot dimë rreth 200 kratere të mëdhenj; quhen astroblema (plagë qiellore); dhe disa të reja zbulohen çdo vit. Më i madhi me një diametër prej 300 km u gjet në Afrikën Jugore, mosha e tij është rreth 2 miliardë vjet. Në territorin e Rusisë, krateri më i madh Popigai në Yakutia me një diametër prej 100 km. Me siguri ka më të mëdha, për shembull, në fund të oqeaneve, ku ato janë më të vështira për t'u vërejtur. Vërtetë, fundi i oqeanit është gjeologjikisht më i ri se kontinentet, por duket se në Antarktidë ka një krater me një diametër prej 500 km. Është nën ujë dhe vetëm profili i pjesës së poshtme tregon praninë e tij.

Në një sipërfaqe Hëna, ku nuk ka as erë as shi, ku nuk ka procese tektonike, krateret e meteoritëve vazhdojnë për miliarda vjet. Duke parë hënën përmes një teleskopi, ne lexojmë historinë e bombardimeve kozmike. Në anën e pasme është një pamje edhe më e dobishme për shkencën. Duket se për disa arsye, trupa veçanërisht të mëdhenj nuk ranë kurrë atje, ose, duke rënë, ata nuk mund të thyenin koren hënore, e cila në anën e pasme është dy herë më e trashë se ajo e dukshme. Prandaj, llava që rrjedh nuk mbushi kratere të mëdha dhe nuk fshehu detaje historike. Ka një krater meteorësh në çdo pjesë të sipërfaqes hënore, të madhe apo të vogël, dhe ka aq shumë prej tyre sa më të rinjtë shkatërrojnë ato që u formuan më herët. Ngopja ka ndodhur: Hëna nuk mund të bëhet më me kratere sesa është. Krateret janë kudo. Dhe kjo është një kronikë e mrekullueshme e historisë së sistemit diellor. Ai identifikoi disa episode të kraterave aktive, duke përfshirë epokën e bombardimeve të rënda të meteoritëve (4.1-3.8 miliardë vjet më parë), që la gjurmë në sipërfaqen e të gjithë planetëve tokësorë dhe shumë satelitëve. Përse shirat e meteorëve goditën planetët gjatë asaj epoke, ne ende nuk e kuptojmë. Ne kemi nevojë për të dhëna të reja për strukturën e brendësisë hënore dhe përbërjen e materies në thellësi të ndryshme, dhe jo vetëm në sipërfaqe, nga e cila janë mbledhur mostra deri më tani.

Mërkuri nga pamja e jashtme e ngjashme me hënën, sepse, ashtu si ajo, është e lirë nga një atmosferë. Sipërfaqja e saj shkëmbore, që nuk i nënshtrohet erozionit të gazit dhe ujit, ruan gjurmët e bombardimeve të meteoritëve për një kohë të gjatë. Ndër planetët tokësorë, Mërkuri mban gjurmët më të vjetra gjeologjike, rreth 4 miliardë vjet. Por nuk ka Mërkur në sipërfaqe detet kryesore, e mbushur me lavë të errët të ngurtësuar dhe të ngjashme me detet hënore, megjithëse të mëdha krateret e goditjes nuk ka më pak se në hënë.

Mërkuri është rreth një herë e gjysmë më i madh se Hëna, por masa e tij e kalon Hënën me 4.5 herë. Fakti është se Hëna është pothuajse tërësisht një trup shkëmbor, ndërsa Mërkuri ka një bërthamë të madhe metalike, me sa duket përbëhet kryesisht nga hekuri dhe nikeli. Rrezja e bërthamës së saj metalike është rreth 75% e rrezes së planetit (dhe Toka është vetëm 55%). Vëllimi i bërthamës metalike të Mërkurit është 45% e vëllimit të planetit (dhe Toka ka vetëm 17%). Prandaj, dendësia mesatare e Mërkurit (5,4 g / cm 3) është pothuajse e barabartë me densitetin mesatar të Tokës (5,5 g / cm 3) dhe tejkalon ndjeshëm densitetin mesatar të Hënës (3,3 g / cm 3). Duke pasur një bërthamë të madhe metalike, Mërkuri mund ta kishte kaluar Tokën në densitetin e saj mesatar, nëse jo për gravitetin e ulët në sipërfaqen e tij. Duke pasur një masë prej vetëm 5,5% të masës së tokës, ajo ka një gravitet pothuajse tre herë më të ulët, e cila nuk është në gjendje t'i ngjesh zorrët e saj aq sa zorrët e Tokës, në të cilat edhe manteli silikat ka një dendësi prej rreth (5 g / cm 3).

Mërkuri është i vështirë për t'u studiuar sepse lëviz afër Diellit. Për të nisur një aparat ndërplanetar nga Toka në të, ai duhet të ngadalësohet fort, domethënë të përshpejtohet në drejtim të kundërt me lëvizjen orbitale të Tokës; vetëm atëherë do të fillojë të "bie" drejt Diellit. Është e pamundur ta bësh këtë menjëherë me një raketë. Prandaj, në dy fluturimet e deritanishme të kryera drejt Mërkurit, u përdorën manovra gravitacionale në fushën e Tokës, Venusit dhe vetë Merkurit për të ngadalësuar sontën hapësinore dhe për ta transferuar atë në orbitën e Mërkurit.

Për herë të parë në Merkur shkoi në 1973 "Mariner-10" (NASA). Fillimisht iu afrua Venusit, u ngadalësua në fushën e saj gravitacionale dhe më pas kaloi afër Mërkurit tre herë në 1974-75. Meqenëse të tre takimet u zhvilluan në të njëjtin rajon të orbitës së planetit dhe rrotullimi i tij ditor është i sinkronizuar me orbitalin, të tre herë sonda fotografoi të njëjtën hemisferë të Mërkurit të ndriçuar nga Dielli.

Për dekadat e ardhshme nuk pati asnjë fluturim drejt Merkurit. Dhe vetëm në vitin 2004 ishte e mundur të lëshohej pajisja e dytë - MESSENGER ( Sipërfaqja e Mërkurit, Mjedisi Hapësinor, Gjeokimia dhe Rangimi; NASA). Pasi kreu disa manovra gravitacionale pranë Tokës, Venusit (dy herë) dhe Mërkurit (tre herë), në vitin 2011 sonda hyri në orbitë rreth Mërkurit dhe kreu kërkime në planet për 4 vjet.

Puna pranë Mërkurit është e ndërlikuar nga fakti se planeti është mesatarisht 2.6 herë më afër Diellit sesa Toka, kështu që fluksi i dritës së diellit atje është pothuajse 7 herë më i madh. Pa një "ombrellë diellore" të veçantë, mbushja elektronike e sondës do të mbinxehej. Një ekspeditë e tretë në Mërkur, e thirrur BepiColombo, evropianët dhe japonezët marrin pjesë në të. Nisja është planifikuar për në vjeshtën e vitit 2018. Dy sonda do të fluturojnë njëherësh, të cilat do të hyjnë në orbitë rreth Mërkurit në fund të vitit 2025 pas një fluturimi pranë Tokës, dy pranë Venusit dhe gjashtë pranë Mërkurit. Përveç një studimi të detajuar të sipërfaqes së planetit dhe fushës së tij gravitacionale, një studim i detajuar i magnetosferës dhe fushë magnetike Mërkuri, i cili është një mister për shkencëtarët. Edhe pse Mërkuri rrotullohet shumë ngadalë dhe bërthama e tij metalike duhet të ishte ftohur dhe ngurtësuar shumë kohë më parë, planeti ka një fushë magnetike dipole që është 100 herë inferiore se Toka në intensitet, por ende ruan një magnetosferë rreth planetit. Teoria moderne e krijimit të fushës magnetike në trupat qiellorë, e ashtuquajtura teoria e dinamo turbulente, kërkon praninë e një përcjellësi të lëngshëm të elektricitetit në zorrët e planetit (për Tokën, kjo është pjesa e jashtme e bërthamës së hekurit) dhe rrotullim relativisht i shpejtë. Për çfarë arsye bërthama e Mërkurit është ende e lëngshme, nuk është ende e qartë.

Mërkuri ka një veçori të mahnitshme që asnjë planet tjetër nuk e ka. Lëvizja e Mërkurit në orbitë rreth Diellit dhe rrotullimi i tij rreth boshtit të tij sinkronizohen qartë me njëra-tjetrën: gjatë dy periudhave orbitale, ai bën tre rrotullime rreth boshtit. Në përgjithësi, astronomët janë njohur me lëvizjen sinkrone për një kohë të gjatë: Hëna jonë rrotullohet në mënyrë sinkrone rreth boshtit të saj dhe rrotullohet rreth Tokës, periudhat e këtyre dy lëvizjeve janë të njëjta, domethënë janë në një raport 1:1. Dhe në planetë të tjerë, disa satelitë shfaqin të njëjtën veçori. Ky është rezultat i efektit të baticës.

Për të ndjekur lëvizjen e Mërkurit (fig. sipër), vendosim një shigjetë në sipërfaqen e tij. Mund të shihet se në një rrotullim rreth Diellit, d.m.th., në një vit të Mërkurit, planeti u kthye rreth boshtit të tij saktësisht një herë e gjysmë. Gjatë kësaj kohe, dita në zonën e shigjetës ndryshoi në natë, kaloi gjysma e ditës diellore. Një tjetër revolucion vjetor - dhe në zonën e shigjetës dita vjen përsëri, një ditë diellore ka skaduar. Kështu, në Mërkur, një ditë diellore zgjat dy vjet Merkuri.

Ne do të flasim në detaje për baticat në kapitull. 6. Ishte si rezultat i ndikimit të baticës nga Toka që Hëna sinkronizoi dy lëvizjet e saj - rrotullimin boshtor dhe qarkullimin orbital. Toka ka një ndikim shumë të fortë në Hënë: ka shtrirë figurën e saj, ka stabilizuar rrotullimin e saj. Orbita e Hënës është afër rrethores, kështu që Hëna lëviz përgjatë saj me një shpejtësi pothuajse konstante në një distancë pothuajse konstante nga Toka (ne diskutuam shtrirjen e kësaj "pothuajse" në Kapitullin 1). Prandaj, efekti i baticës ndryshon pak dhe kontrollon rrotullimin e Hënës përgjatë gjithë orbitës, duke çuar në një rezonancë 1:1.

Ndryshe nga Hëna, Mërkuri lëviz rreth Diellit në një orbitë thelbësisht eliptike, tani duke iu afruar yllit dhe më pas duke u larguar prej tij. Kur është larg, afër afelionit të orbitës, ndikimi baticës i Diellit dobësohet, pasi varet nga distanca si 1/ R 3 . Kur Mërkuri i afrohet Diellit, baticat janë shumë më të forta, kështu që vetëm në rajonin perihelion Mërkuri sinkronizon në mënyrë efektive dy lëvizjet e tij - ditore dhe orbitale. Ligji i dytë i Keplerit na tregon se shpejtësia këndore e lëvizjes orbitale është maksimale në pikën e perihelionit. Pikërisht aty ndodh “kapja e baticës” dhe sinkronizimi i shpejtësive këndore të Mërkurit – ditore dhe orbitale. Në pikën e perihelionit, ato janë saktësisht të barabarta me njëri-tjetrin. Duke lëvizur më tej, Mërkuri pothuajse pushon së ndjeri ndikimin e baticës së Diellit dhe ruan shpejtësinë e tij këndore të rrotullimit, duke ulur gradualisht shpejtësinë këndore të lëvizjes orbitale. Prandaj, në një periudhë orbitale, ai arrin të bëjë një rrotullime e gjysmë ditore dhe përsëri bie në kthetrat e efektit të baticës. Fizikë shumë e thjeshtë dhe e bukur.

Sipërfaqja e Mërkurit është pothuajse e padallueshme nga Hëna. Edhe astronomët profesionistë, kur u shfaqën fotografitë e para të detajuara të Mërkurit, ia treguan njëri-tjetrit dhe pyetën: "Epo, mendo, është Hëna apo Mërkuri?". Është vërtet e vështirë të merret me mend. Dhe atje, dhe ka një sipërfaqe të rrahur nga meteoritët. Por, sigurisht, ka veçori. Megjithëse nuk ka dete të mëdha llave në Mërkur, sipërfaqja e tij nuk është uniforme: ka rajone më të vjetra dhe më të reja (baza për këtë është numërimi i kratereve të meteorit). Mërkuri ndryshon nga Hëna në praninë e parvazeve dhe palosjeve karakteristike në sipërfaqe, që vijnë nga ngjeshja e planetit gjatë ftohjes së bërthamës së tij të madhe metalike.

Luhatjet e temperaturës në sipërfaqen e Mërkurit janë më të mëdha se në Hënë. Gjatë ditës në ekuator 430 ° C, dhe natën -173 ° C. Por dheu i Mërkurit shërben si një izolues i mirë i nxehtësisë, kështu që në një thellësi prej rreth 1 m, rënia e temperaturës ditore (apo dyvjeçare?) nuk ndihet më. Pra, nëse fluturoni për në Mërkur, atëherë gjëja e parë që duhet të bëni është të gërmoni një gropë. Do të jetë rreth 70 ° C në ekuator; shumë e nxehtë. Por në rajonin e poleve gjeografike në gropë do të jetë rreth -70 ° C. Kështu që është e lehtë të gjesh një gjerësia gjeografike ku do të jesh rehat në gropë.

Temperaturat më të ulëta vërehen në fund të kratereve polare, ku rrezet e diellit nuk arrijnë kurrë. Aty u zbuluan depozitat e akullit të ujit, të cilat më parë u gjetën nga radarët nga Toka, dhe më pas u konfirmuan nga instrumentet e sondës hapësinore MESSENGER. Origjina e këtij akulli është ende në diskutim. Burimet e tij mund të jenë kometat dhe avujt e ujit që dalin nga zorrët e planetit.

Mërkuri ka një nga krateret më të mëdha të ndikimit në sistemin diellor - Rrafshina e nxehtësisë ( Baseni i kalorive) me diametër 1550 km. Kjo është një gjurmë nga përplasja e një asteroidi me një diametër prej të paktën 100 km, i cili pothuajse ndau planetin e vogël. Kjo ndodhi rreth 3.8 miliardë vjet më parë, gjatë periudhës së të ashtuquajturit "bombardimi i rëndë i vonë" ( Bombardimi i rëndë i vonë), kur, për arsye që nuk kuptohen plotësisht, u rrit numri i asteroidëve dhe kometave në orbita që kalojnë orbitat e planetëve tokësorë.

Kur Mariner 10 fotografoi Rrafshin e nxehtësisë në 1974, ne ende nuk e dinim se çfarë ndodhi në anën e kundërt të Mërkurit pas këtij ndikimi të tmerrshëm. Është e qartë se nëse topi goditet, atëherë ngacmohen tingujt dhe valët sipërfaqësore, të cilat përhapen në mënyrë simetrike, kalojnë nëpër "ekuator" dhe mblidhen në pikën antipodale, diametralisht e kundërt me pikën e goditjes. Aty shqetësimi konvergon në një pikë dhe amplituda e lëkundjeve sizmike rritet me shpejtësi. Është njësoj si ngasësit e bagëtive që kërcasin kamxhikun e tyre: energjia dhe momenti i valës ruhen praktikisht, dhe trashësia e kamxhikut tenton në zero, kështu që shpejtësia e lëkundjes rritet dhe bëhet supersonike. Pritej që në rajonin e Mërkurit përballë pellgut Kalori do të ketë një pamje të shkatërrimit të pabesueshëm. Në përgjithësi, pothuajse doli kështu: atje u zbulua një zonë e gjerë kodrinore me një sipërfaqe të valëzuar, megjithëse prisja që do të kishte një krater antipodal. Më dukej se gjatë rënies së një valë sizmike do të ndodhte një fenomen "pasqyrë" e rënies së një asteroidi. Ne e vërejmë këtë kur një pikë bie në një sipërfaqe të qetë uji: së pari krijon një depresion të vogël, dhe më pas uji nxiton prapa dhe hedh një pikë të re të vogël lart. Kjo nuk ndodhi në Mërkur, dhe ne tani e kuptojmë pse. Zorrët e saj doli të ishin johomogjene dhe fokusimi i saktë i valëve nuk ndodhi.

Në përgjithësi, relievi i Mërkurit është më i qetë se ai i Hënës. Për shembull, muret e kratereve të Mërkurit nuk janë aq të larta. Arsyeja e mundshme për këtë është graviteti më i madh dhe brendësia më e ngrohtë dhe më e butë e Mërkurit.

Venusi- planeti i dytë nga Dielli dhe më misterioz nga planetët tokësorë. Nuk është e qartë se cila është origjina e atmosferës së saj shumë të dendur, e përbërë pothuajse tërësisht nga dioksidi i karbonit (96.5%) dhe azoti (3.5%) dhe që shkakton një efekt të fuqishëm serë. Nuk është e qartë pse Venusi rrotullohet kaq ngadalë rreth boshtit të saj - 244 herë më ngadalë se Toka, dhe gjithashtu në drejtim të kundërt. Në të njëjtën kohë, atmosfera masive e Venusit, ose më mirë, shtresa e saj me re, fluturon rreth planetit në katër ditë tokësore. Ky fenomen quhet superrotacion i atmosferës. Në të njëjtën kohë, atmosfera fërkohet me sipërfaqen e planetit dhe duhet të ishte ngadalësuar shumë kohë më parë. Në fund të fundit, ai nuk mund të lëvizë rreth planetit për një kohë të gjatë, të ngurta e cila praktikisht qëndron ende. Por atmosfera rrotullohet, madje edhe në drejtim të kundërt me rrotullimin e vetë planetit. Është e qartë se energjia e atmosferës shpërndahet nga fërkimi kundër sipërfaqes, dhe momenti i saj këndor transferohet në trupin e planetit. Kjo do të thotë se ka një fluks energjie (natyrisht - diellore), për shkak të së cilës funksionon motor ngrohje. Pyetje: Si zbatohet kjo makinë? Si shndërrohet energjia e Diellit në lëvizjen e atmosferës Venusiane?

Për shkak të rrotullimit të ngadaltë të Venusit, forcat Coriolis në të janë më të dobëta se në Tokë, kështu që ciklonet atmosferike janë më pak kompakte atje. Në fakt, ka vetëm dy prej tyre: njëra në hemisferën veriore, tjetra në jug. Secili prej tyre "erë" nga ekuatori në polin e tij.

Shtresat e sipërme të atmosferës Venusiane u studiuan në detaje nga fluturimi (duke kryer një manovër gravitacionale) dhe sonda orbitale - amerikane, sovjetike, evropiane dhe japoneze. Për disa dekada, automjetet e serisë Venera u lansuan atje nga inxhinierët sovjetikë dhe ky ishte zbulimi ynë më i suksesshëm në fushën e eksplorimit planetar. Detyra kryesore ishte të ulej një mjet zbritës në sipërfaqe për të parë se çfarë ishte nën re.

Projektuesit e sondave të para, si autorët e veprave fantastiko-shkencore të atyre viteve, u udhëhoqën nga rezultatet e vëzhgimeve astronomike optike dhe radio, nga të cilat rezultoi se Venusi është një analog më i ngrohtë i planetit tonë. Kjo është arsyeja pse në mesin e shekullit të 20-të të gjithë shkrimtarët e trillimeve shkencore, nga Belyaev, Kazantsev dhe Strugatsky te Lem, Bradbury dhe Heinlein, e përfytyruan Venusin si një botë jo mikpritëse (të nxehtë, moçalore, me një atmosferë helmuese), por në përgjithësi, një botë. të ngjashme me Tokën. Për të njëjtën arsye, zbarkuesit e parë të sondave Venusian u bënë jo shumë të fortë, të paaftë për t'i rezistuar presionit të madh. Dhe ata vdiqën, duke zbritur në atmosferë, një nga një. Pastaj rastet e tyre filluan të bëhen më të forta, të dizajnuara për një presion prej 20 atmosferash. Por edhe kjo nuk mjaftoi. Më pas projektuesit, "duke kafshuar pak", bënë një sondë titani që mund të përballojë një presion prej 180 atm. Dhe ai u ul i sigurt në sipërfaqe ("Venus-7", 1970). Vini re se jo çdo nëndetëse mund të përballojë një presion të tillë, i cili mbizotëron në një thellësi prej rreth 2 km në oqean. Doli se afër sipërfaqes së Venusit, presioni nuk bie nën 92 atm (9.3 MPa, 93 bar), dhe temperatura është 464 ° C.

Ishte në vitin 1970 që ëndrra për një Venus mikpritëse, e ngjashme me Tokën e periudhës karbonifere, më në fund iu dha fund. sipërfaqja e Venusit u bë një operacion rutinë, por nuk është e mundur të punosh atje për një kohë të gjatë. koha: pas 1-2 orësh, pjesa e brendshme e aparatit nxehet dhe elektronika dështon.

Së pari satelitët artificialë u shfaq pranë Venusit në 1975 ("Venus-9 dhe -10"). Në përgjithësi, puna në sipërfaqen e Venusit të Venera-9 ... -14 automjete me zbritje (1975-1981) doli të ishte jashtëzakonisht e suksesshme, të cilat studiuan si atmosferën ashtu edhe sipërfaqen e planetit në vendin e uljes, madje arriti të marrë mostra dheu dhe ta përcaktojë atë përbërje kimike dhe vetitë mekanike. Por efekti më i madh në mesin e adhuruesve të astronomisë dhe astronautikës u shkaktua nga panorama fotografike e vendeve të uljes të transmetuara prej tyre, fillimisht bardh e zi dhe më vonë me ngjyra. Nga rruga, qielli i Venusit, kur shihet nga sipërfaqja, është portokalli. Në mënyrë të bukur! Deri më tani (2017), këto imazhe mbeten të vetmet dhe janë me interes të madh për shkencëtarët planetar. Ato vazhdojnë të përpunohen dhe në to gjenden herë pas here pjesë të reja.

Kozmonautika amerikane dha gjithashtu një kontribut të rëndësishëm në studimin e Venusit në ato vite. Mjetet fluturuese "Mariner-5 dhe -10" studiuan shtresat e sipërme të atmosferës. Pioneer Venera 1 (1978) u bë sateliti i parë amerikan i Venusit dhe bëri matje me radar. Dhe Pioneer-Venus-2 (1978) dërgoi 4 automjete zbritëse në atmosferën e planetit: një i madh (315 kg) me një parashutë në rajonin ekuatorial të hemisferës së ditës dhe tre të vogla (90 kg secila) pa parashutë - në gjerësitë e mesme dhe në veri të hemisferës së ditës, si dhe hemisferës së natës. Asnjë prej tyre nuk ishte projektuar për të punuar në sipërfaqe, por një nga automjetet e vogla u ul i sigurt (pa parashutë!) dhe punoi në sipërfaqe për më shumë se një orë. Ky rast ju lejon të ndjeni se sa e lartë është dendësia e atmosferës pranë sipërfaqes së Venusit. Atmosfera e Venusit është pothuajse 100 herë më masive se atmosfera e Tokës, dhe dendësia e saj sipërfaqësore është 67 kg/m3, që është 55 herë më e dendur se ajri i Tokës dhe vetëm 15 herë më e ulët se dendësia e ujit të lëngshëm.

Ishte mjaft e vështirë të krijoheshin sonda të forta shkencore që mund të përballonin presionin e atmosferës së Venusit, njësoj si në një thellësi kilometër në oqeanet tona. Por ishte edhe më e vështirë për t'i bërë ato të përballonin temperaturën e ambientit prej 464 ° C në prani të ajrit kaq të dendur. Rrjedha e nxehtësisë përmes kutisë është kolosale. Prandaj, edhe pajisjet më të besueshme funksionuan jo më shumë se dy orë. Për të zbritur shpejt në sipërfaqe dhe për të zgjatur punën e tyre atje, Veneras hodhën parashutën e tyre gjatë uljes dhe vazhduan zbritjen e tyre, duke u frenuar vetëm nga një mburojë e vogël në byk. Ndikimi në sipërfaqe u zbut nga një pajisje e veçantë amortizimi - mbështetësja e uljes. Dizajni doli të ishte aq i suksesshëm sa Venera-9 u ul në një shpat me një pjerrësi prej 35 ° pa asnjë problem dhe funksionoi normalisht.

Duke pasur parasysh albedon e lartë të Venusit dhe dendësinë kolosale të atmosferës së saj, shkencëtarët dyshuan se do të kishte dritë dielli të mjaftueshme pranë sipërfaqes për të fotografuar. Përveç kësaj, një mjegull e dendur mund të varet mirë në fund të oqeanit të gazit të Venusit, duke shpërndarë rrezet e diellit dhe duke mos lejuar që të merret një imazh kontrasti. Prandaj, në tokat e para u instaluan llamba halogjene me merkur për të ndriçuar tokën dhe për të krijuar kontrast të lehtë. Por doli që ka mjaft dritë natyrale atje: është dritë në Venus, si në një ditë me re në Tokë. Dhe kontrasti në dritën natyrale është gjithashtu mjaft i pranueshëm.

Në tetor 1975, zbarkuesit Venera-9 dhe -10, përmes blloqeve të tyre orbitale, transmetuan në Tokë fotografitë e para të sipërfaqes së një planeti tjetër (nëse nuk e marrim parasysh Hënën). Në pamje të parë, perspektiva në këto panorama duket çuditërisht e shtrembëruar për shkak të rrotullimit të drejtimit të xhirimit. Këto imazhe u morën me një telefotometër (skaner optiko-mekanik), "pamja" e të cilit u zhvendos ngadalë nga horizonti nën këmbët e tokës dhe më pas në një horizont tjetër: u mor një fshirje 180 °. Dy telefotometra në anët e kundërta të aparatit supozohej të jepnin një panoramë të plotë. Por mbulesat në lente nuk hapeshin gjithmonë. Për shembull, në "Venus-11 dhe -12" asnjë nga katër nuk u hap.

Një nga eksperimentet më të bukura në studimin e Venusit u krye duke përdorur sondat BeGa-1 dhe -2 (1985). Emri i tyre qëndron për "Venus-Halley", sepse pas ndarjes së mjeteve të zbritjes të drejtuara në sipërfaqen e Venusit, pjesët e fluturimit të sondave shkuan për të eksploruar bërthamën e kometës së Halley dhe e bënë atë me sukses për herë të parë. Ulësat gjithashtu nuk ishin mjaft të zakonshëm: pjesa kryesore e aparatit u ul në sipërfaqe, dhe gjatë zbritjes, një tullumbace e bërë nga inxhinierë francezë u nda prej saj dhe fluturoi për rreth dy ditë në atmosferën e Venusit në një lartësi prej 53. -55 km, duke transmetuar të dhëna për temperaturën dhe presionin në Tokë, ndriçimin dhe dukshmërinë në re. Falë erës së fuqishme që fryn në këtë lartësi me shpejtësi 250 km/h, balonat arritën të fluturojnë rreth një pjese të konsiderueshme të planetit. Në mënyrë të bukur!

Fotografitë nga vendet e uljes tregojnë vetëm zona të vogla të sipërfaqes së Venusit. A është e mundur të shihet e gjithë Venusi përmes reve? Mund! Radari sheh përmes reve. Dy fluturuan për në Venus Satelit sovjetik me radarë me skanim anësor dhe një amerikan. Bazuar në vëzhgimet e tyre, u përpiluan harta radio me rezolucion të lartë të Venusit. Është e vështirë ta demonstrosh atë në një hartë të përgjithshme, por është qartë e dukshme në fragmente të veçanta të hartës. Nivelet tregohen me ngjyra në hartat e radios: bluja dhe bluja janë ultësira; nëse do të kishte ujë në Venus, do të ishin oqeane. Por uji i lëngshëm nuk mund të ekzistojë në Venus. po dhe ujë të gaztë gjithashtu nuk ka pothuajse asnjë. Gjelbër dhe të verdhë janë kontinentet, le t'i quajmë kështu. E kuqja dhe e bardha janë pikat më të larta në Venus. Ky është "Tibeti Venusian" - pllaja më e lartë. Maja më e lartë në të - mali Maxwell - ngrihet në 11 km.

Nuk ka fakte të besueshme për zorrët e Venusit, për strukturën e saj të brendshme, pasi studimet sizmike ende nuk janë kryer atje. Për më tepër, rrotullimi i ngadaltë i planetit nuk lejon matjen e momentit të tij të inercisë, i cili mund të tregojë për shpërndarjen e densitetit me thellësinë. Deri më tani, idetë teorike bazohen në ngjashmërinë e Venusit me Tokën, dhe mungesa e dukshme e tektonikës së pllakave në Venus shpjegohet me mungesën e ujit në të, i cili shërben si një "lubrifikant" në Tokë, duke lejuar pllakat të rrëshqasin. dhe zhyten nën njëri-tjetrin. Së bashku me temperaturën e lartë të sipërfaqes, kjo çon në një ngadalësim apo edhe mungesë të plotë të konvekcionit në trupin e Venusit, zvogëlon shkallën e ftohjes së brendësisë së saj dhe mund të shpjegojë mungesën e një fushe magnetike në të. E gjithë kjo duket logjike, por kërkon verifikim eksperimental.

Nga rruga, oh Toka. Nuk do të diskutoj në detaje planetin e tretë nga Dielli, pasi nuk jam gjeolog. Për më tepër, secili prej nesh ka ide e pergjithshme për Tokën edhe në bazë të njohurive shkollore. Por në lidhje me studimin e planetëve të tjerë, vërej se zorrët e planetit tonë gjithashtu nuk janë plotësisht të qarta për ne. Pothuajse çdo vit ka zbulime të mëdha në gjeologji, ndonjëherë edhe shtresa të reja zbulohen në zorrët e Tokës. Ne as nuk e dimë saktësisht temperaturën në thelbin e planetit tonë. Shikoni rishikimet e fundit: disa autorë besojnë se temperatura në kufirin e bërthamës së brendshme është rreth 5000 K, dhe të tjerë - se është më shumë se 6300 K. Këto janë rezultatet e llogaritjeve teorike, të cilat përfshijnë parametra jo mjaft të besueshëm që përshkruajnë vetitë e materies në një temperaturë prej mijëra kelvinësh dhe një presion prej milion bar. Derisa këto veti të studiohen në mënyrë të besueshme në laborator, ne nuk do të marrim njohuri të sakta për zorrët e Tokës.

Veçantia e Tokës midis planetëve të ngjashëm me të qëndron në praninë e një fushe magnetike dhe ujit të lëngshëm në sipërfaqe, dhe e dyta, me sa duket, është pasojë e së parës: magnetosfera e Tokës mbron atmosferën tonë dhe, indirekt, hidrosferën. nga rrjedhat e erës diellore. Për të krijuar një fushë magnetike, siç duket tani, duhet të ketë një shtresë të lëngshme përçuese elektrike në zorrët e planetit, e mbuluar nga lëvizje konvektive dhe një rrotullim i shpejtë ditor që siguron forcën Coriolis. Vetëm në këto kushte aktivizohet mekanizmi dinamo, i cili amplifikon fushën magnetike. Venusi mezi rrotullohet, kështu që nuk ka fushë magnetike. Bërthama hekuri e Marsit të vogël është ftohur dhe ngurtësuar prej kohësh, kështu që nuk ka edhe një fushë magnetike. Mërkuri, me sa duket, rrotullohet shumë ngadalë dhe duhet të ishte ftohur para Marsit, por ai ka një fushë magnetike dipole mjaft të prekshme me një forcë 100 herë më të dobët se ajo e tokës. Paradoks! Ndikimi baticës i Diellit tani konsiderohet përgjegjës për ruajtjen e bërthamës së hekurit të Mërkurit në një gjendje të shkrirë. Do të kalojnë miliarda vite, bërthama e hekurt e Tokës do të ftohet dhe ngurtësohet, duke e privuar planetin tonë nga mbrojtja magnetike nga era diellore. Dhe i vetmi planet i ngurtë me një fushë magnetike do të mbetet - çuditërisht - Mërkuri.

Tani le të kthehemi tek Mars. E tij pamjen na tërheq menjëherë për dy arsye: edhe në fotografitë e bëra nga larg, kapelet e bardha polare dhe një atmosferë e tejdukshme janë të dukshme. Kjo lidhet me Marsin me Tokën: kapelet polare lindin idenë e pranisë së ujit, dhe atmosfera - për mundësinë e frymëmarrjes. Dhe megjithëse në Mars me ujë dhe ajër jo gjithçka është aq e sigurt sa duket në shikim të parë, ky planet ka tërhequr prej kohësh studiues.

Në të kaluarën, astronomët studionin Marsin përmes një teleskopi dhe për këtë arsye prisnin me padurim momentet e quajtura "kundërshtimet e Marsit". Çfarë është kundër asaj në këto momente?

Nga këndvështrimi i një vëzhguesi tokësor, në momentin e kundërshtimit, Marsi është në njërën anë të Tokës dhe Dielli në anën tjetër. Është e qartë se është në këto momente që Toka dhe Marsi afrohen në një distancë minimale, Marsi është i dukshëm në qiell gjatë gjithë natës dhe është i ndriçuar mirë nga Dielli. Toka bën revolucionin e saj rreth Diellit në një vit, dhe Marsi në 1,88 vjet, kështu që intervali mesatar kohor midis kundërshtimeve zgjat pak më shumë se dy vjet. Kundërshtimi i fundit i Marsit ishte në vitin 2016, megjithatë, nuk ishte veçanërisht i afërt. Orbita e Marsit është dukshëm eliptike, kështu që afrimet më të afërta me Tokën ndodhin kur Marsi është në rajonin e perihelionit të orbitës së tij. Në Tokë (në epokën tonë) është fundi i gushtit. Prandaj, përballjet e gushtit dhe shtatorit quhen "të mëdha"; në këto momente, duke ardhur çdo 15-17 vjet, planetët tanë i afrohen njëri-tjetrit me më pak se 60 milionë km. Kjo do të ndodhë në vitin 2018. Një konfrontim super i ngushtë u zhvillua në 2003: atëherë Marsi ishte vetëm 55.8 milion km larg. Në këtë drejtim, lindi një term i ri - "kundërshtitë më të mëdha të Marsit": këto konsiderohen tani afrime më pak se 56 milion km. Ato ndodhin 1-2 herë në shekull, por në shekullin aktual do të ketë edhe tre prej tyre - prisni 2050 dhe 2082.

Por edhe gjatë momenteve të konfrontimeve të mëdha, pak mund të shihet në Mars përmes një teleskopi nga Toka. Këtu është një vizatim i një astronomi që shikon Marsin përmes një teleskopi. Një person i papërgatitur do të duket dhe do të zhgënjehet - ai nuk do të shohë asgjë fare, vetëm një "pikëz" të vogël rozë. Por në të njëjtin teleskop, syri me përvojë i një astronomi sheh më shumë. Astronomët kanë vënë re prej kohësh kapelën polar, shekuj më parë. Si dhe zona të errëta dhe të lehta. Ato të errëta u quajtën tradicionalisht dete, dhe ato të lehta - kontinente.

Një interes në rritje për Marsin u ngrit gjatë epokës së kundërshtimit të madh të 1877: deri në atë kohë teleskopë të mirë ishin ndërtuar tashmë dhe astronomët kishin bërë disa zbulime të rëndësishme. Astronomi amerikan Asaph Hall zbuloi hënat e Marsit - Phobos dhe Deimos. Dhe astronomi italian Giovanni Schiaparelli tërhoqi linja misterioze në sipërfaqen e planetit - kanalet marsiane. Sigurisht, Schiaparelli nuk ishte i pari që pa kanalet: disa prej tyre vunë re para tij (për shembull, Angelo Secchi). Por pas Schiaparellit, kjo temë u bë dominuese në studimin e Marsit për shumë vite.

Vëzhgimet e detajeve të sipërfaqes së Marsit, si "kanalet" dhe "detet", shënuan fillimin e një etape të re në studimin e këtij planeti. Schiaparelli besonte se "detet" e Marsit mund të ishin me të vërtetë trupa uji. Duke qenë se linjave që i lidhnin duhej t'i vihej një emër, Schiaparelli i quajti "kanale" (canali), duke nënkuptuar kështu ngushticat e detit dhe aspak struktura të krijuara nga njeriu. Ai besonte se uji në të vërtetë rrjedh nëpër këto kanale në rajonet polare gjatë shkrirjes së kapakëve polare. Pas zbulimit të “kanaleve” në Mars, disa shkencëtarë sugjeruan natyrën e tyre artificiale, e cila shërbeu si bazë për hipotezat për ekzistencën e qenieve inteligjente në Mars. Por vetë Schiaparelli nuk e konsideroi këtë hipotezë të vërtetuar shkencërisht, megjithëse nuk përjashtoi ekzistencën e jetës në Mars, ndoshta edhe inteligjente.

Sidoqoftë, ideja e një sistemi artificial të kanaleve vaditëse në Mars filloi të fitonte terren në vende të tjera. Kjo ishte pjesërisht për shkak të faktit se kanali italian paraqitej në anglisht si kanal (rrugë ujore e krijuar nga njeriu), dhe jo si kanal (ngushticë natyrore detare). Po, dhe në rusisht fjala "kanal" do të thotë një strukturë artificiale. Ideja e Martianëve më pas mahniti shumë, dhe jo vetëm shkrimtarë (kujtoni HG Wells me "Luftën e Botëve", 1897), por edhe studiues. Më i famshmi prej tyre ishte Percival Lovell. Ky amerikan mori një arsim të shkëlqyer në Harvard, duke zotëruar njësoj matematikën, astronominë dhe shkencat humane. Por si pasardhës i një familjeje fisnike, ai më mirë do të bëhej diplomat, shkrimtar apo udhëtar sesa astronom. Megjithatë, pasi lexoi veprat e Schiaparelli-t mbi kanalet, ai u interesua për Marsin dhe besoi në ekzistencën e jetës dhe qytetërimit në të. Në përgjithësi, ai braktisi të gjitha bizneset e tjera dhe filloi të studionte Planetin e Kuq.

Me paratë e familjes së tij të pasur, Lovell ndërtoi një observator dhe filloi të pikturonte kanale. Vini re se fotografia ishte atëherë në fillimet e saj dhe syri i një vëzhguesi me përvojë është në gjendje ta vërejë detajet më të vogla në kushtet e turbulencës atmosferike, e cila shtrembëron pamjet e objekteve të largëta. Hartat e kanaleve marsiane të krijuara në Observatorin Lovell ishin më të detajuara. Përveç kësaj, duke qenë një shkrimtar i mirë, Lovell shkroi disa nga librat më argëtues - Marsi dhe kanalet e tij (1906), Marsi si vendbanimi i jetës(1908) dhe të tjera.Vetëm një prej tyre është përkthyer në rusisht para revolucionit: "Marsi dhe jeta në të" (Odessa: Matezis, 1912). Këta libra mahnitën një brez të tërë me shpresën për të takuar marsianët.

Duhet pranuar se historia e kanaleve marsiane nuk ka marrë një shpjegim shterues. Ka vizatime të vjetra me kanale dhe fotografi moderne pa to. Ku janë kanalet? Çfarë ishte ajo? Komploti i një astronomi? Çmenduri masive? Vetëhipnozë? Është e vështirë të qortosh shkencëtarët që i dhanë jetën shkencës për këtë. Ndoshta përgjigja për këtë histori është përpara nesh.

Dhe sot ne studiojmë Marsin, si rregull, jo përmes një teleskopi, por me ndihmën e sondave ndërplanetare. (Edhe pse teleskopët përdoren ende për këtë dhe ndonjëherë sjellin rezultate të rëndësishme.) Fluturimi i sondave në Mars kryhet përgjatë trajektores gjysmë eliptike më të favorshme nga ana energjike. Duke përdorur Ligjin e Tretë të Keplerit, është e lehtë të llogaritet kohëzgjatja e një fluturimi të tillë. Për shkak të ekscentricitetit të madh të orbitës marsiane, koha e fluturimit varet nga sezoni i nisjes. Mesatarisht, një fluturim nga Toka në Mars zgjat 8-9 muaj.

A mund të dërgohet një mision i drejtuar në Mars? Kjo është një temë e madhe dhe interesante. Duket se gjithçka që nevojitet për këtë është një mjet i fuqishëm lëshimi dhe një anije kozmike e rehatshme. Askush nuk ka ende transportues mjaft të fuqishëm, por inxhinierë amerikanë, rusë dhe kinezë po punojnë për to. Nuk ka dyshim se një raketë e tillë do të krijohet në vitet e ardhshme nga ndërmarrje shtetërore (për shembull, raketa jonë e re Angara në versionin e saj më të fuqishëm) ose kompani private (Elon Musk - pse jo).

A ka ndonjë anije në të cilën astronautët do të kalojnë shumë muaj në rrugën e tyre për në Mars? Deri tani nuk ka një gjë të tillë. Të gjitha ekzistueset (Soyuz, Shenzhou) dhe madje edhe ato që i nënshtrohen testeve (Dragon V2, CST-100, Orion) janë shumë të ngushta dhe të përshtatshme vetëm për një fluturim në Hënë, ku është vetëm 3 ditë larg. Vërtetë, ekziston një ide për të fryrë dhoma shtesë pas ngritjes. Në vjeshtën e vitit 2016, moduli i fryrë u testua në ISS dhe performoi mirë. Kështu, së shpejti do të shfaqet mundësia teknike e një fluturimi në Mars. Pra, cili është problemi? Në një burrë!

Ne jemi vazhdimisht të ekspozuar ndaj radioaktivitetit natyror të shkëmbinjve tokësorë, rrymave të grimcave kozmike ose radioaktivitetit të krijuar artificialisht. Në sipërfaqen e Tokës, sfondi është i dobët: ne jemi të mbrojtur nga magnetosfera dhe atmosfera e planetit, si dhe trupi i tij, duke mbuluar hemisferën e poshtme. Në orbitën e ulët të Tokës, ku punojnë astronautët e ISS, atmosfera nuk ndihmon më, kështu që sfond rrezatimi rritet qindra herë. AT hapësirë ​​e hapurështë disa herë më i lartë. Kjo kufizon ndjeshëm kohëzgjatjen e qëndrimit të sigurt të një personi në hapësirë. Duhet të theksohet se punëtorëve në industrinë bërthamore u ndalohet të marrin më shumë se 5 rem në vit - kjo është pothuajse e sigurt për shëndetin. Astronautët lejohen të marrin deri në 10 rems në vit (një nivel i pranueshëm rreziku), i cili kufizon kohëzgjatjen e punës së tyre në ISS në një vit. Dhe një fluturim në Mars me një kthim në Tokë në rastin më të mirë (nëse nuk ka ndezje të fuqishme në Diell) do të çojë në një dozë prej 80 rem, e cila do të krijojë një probabilitet të lartë të sëmundjes onkologjike. Kjo është pikërisht pengesa kryesore për fluturimin e njeriut në Mars. A mund të mbrohen astronautët nga rrezatimi? Teorikisht, është e mundur.

Ne në Tokë jemi të mbrojtur nga një atmosferë, trashësia e së cilës, për sa i përket sasisë së lëndës për centimetër katror, ​​është e barabartë me një shtresë uji prej 10 metrash. Atomet e lehta shpërndajnë më mirë energjinë e grimcave kozmike, kështu që shtresa mbrojtëse e një anije kozmike mund të jetë 5 metra e trashë. Por edhe në një anije të ngushtë, masa e kësaj mbrojtjeje do të matet me qindra ton. Dërgimi i një anijeje të tillë në Mars është përtej fuqisë së një rakete moderne dhe madje premtuese.

Mire atehere. Supozoni se kishte vullnetarë që ishin gati të rrezikonin shëndetin e tyre dhe të shkonin në Mars në një drejtim pa mbrojtje nga rrezatimi. A do të mund të punojnë atje pas zbarkimit? A mund të pritet që ata të përfundojnë detyrën? E mbani mend se si ndihen astronautët, pasi kanë kaluar gjysmë viti në ISS, menjëherë pas uljes në tokë? Ato kryhen në duar, vihen në barelë dhe për dy ose tre javë rehabilitohen, duke rikthyer forcën e kockave dhe forcën e muskujve. Dhe në Mars, askush nuk mund t'i mbajë ato në duar. Atje do t'ju duhet të dilni vetë dhe të punoni me kostume të rënda të zbrazëta, si në hënë. Në fund të fundit, presioni i atmosferës në Mars është pothuajse zero. Kostumi është shumë i rëndë. Në Hënë, ishte relativisht e lehtë për të lëvizur në të, pasi graviteti atje është 1/6 e Tokës, dhe gjatë tre ditëve të fluturimit në Hënë, muskujt nuk kanë kohë të dobësohen. Astronautët do të mbërrijnë në Mars pasi të kalojnë shumë muaj në kushte pa peshë dhe rrezatim, dhe graviteti në Mars është dy herë e gjysmë më i madh se ai i hënës. Përveç kësaj, në vetë sipërfaqen e Marsit, rrezatimi është pothuajse i njëjtë si në hapësirën e jashtme: Marsi nuk ka një fushë magnetike dhe atmosfera e tij është shumë e rrallë për të shërbyer si mbrojtje. Ndaj filmi “The Martian” është një fantazi, shumë i bukur, por jorealist.

Si e imagjinonim bazën marsiane më parë? Arritëm, vendosëm module laboratorike në sipërfaqe, jetojmë dhe punojmë në to. Dhe tani ja se si: ne fluturuam brenda, gërmuam, ndërtuam strehimore në një thellësi prej të paktën 2-3 metrash (kjo është një mbrojtje mjaft e besueshme kundër rrezatimit) dhe përpiqemi të dalim në sipërfaqe më rrallë dhe jo për një kohë të gjatë. Daljet në sipërfaqe janë episodike. Ne kryesisht ulemi nën tokë dhe kontrollojmë punën e roverëve. Pra, ato mund të kontrollohen nga Toka, edhe më me efikasitet, më lirë dhe pa rreziqe shëndetësore. E cila është bërë për disa dekada.

Për atë që robotët kanë mësuar për Marsin -.

Ilustrime të përgatitura nga V. G. Surdin dhe N. L. Vasilyeva duke përdorur foto dhe imazhe të NASA-s nga faqet publike

Më afër Diellit është grupi tokësor i planetëve. Ai përbëhet nga shkëmbi metalik ose silikat, kështu që një planet i tillë quhet shkëmbor ose telurik. Planeti i tokës është brenda sistemit diellor. Një planet i tillë quhet tokësor, sepse në përbërjen e tij ka elementë që ngjajnë me planetin Tokë. Dhe madje edhe emri që ajo mori latinisht " Terra "- do të thotë "tokë" në përkthim.

Nëse planetët gjigantë të gaztë përbëhen nga lloje të ndryshme uji, heliumi dhe hidrogjeni, të cilët mund të shndërrohen në gjendje të ndryshme fizike, atëherë grupet tokësore të planetëve kanë një sipërfaqe jashtëzakonisht të fortë. Këta planetë përfshihen në të njëjtin grup për shkak të ngjashmërisë së strukturës së tyre: brenda tyre kanë një bërthamë metalike, e cila është prej hekuri, dhe kjo bërthamë është e rrethuar nga një mantel i veçantë silikat. Dhe gjithashtu këta planetë janë të kombinuar në një grup, pasi secili prej tyre ka përbërës tokësorë, të cilët përfshijnë vullkane, male, kanione dhe të tjerë.

Grupi tokësor i planetëve ka një densitet të pangjeshur të barabartë me presionin zero të densitetit mesatar të materies së çdo planeti. Por meqenëse kompresimi mund të rrisë densitetin e tij në bërthamat planetare, dendësia mesatare reale dhe dendësia e pakompresuar mund të ndryshojnë. Shkencëtarët përcaktojnë dendësinë mesatare për çdo planet tokësor veç e veç, sepse llogaritja e densitetit varet nga madhësia dhe nga ajo që përfshihet në përbërjen e tij.

Nuk ka asnjë mënyrë për të ditur se sa planetë tokësorë ekzistonin në të vërtetë kur sistemi diellor sapo kishte filluar të formohej. Ndoshta ata janë dëbuar nga katër planetët, ose janë bashkuar (lidhur) me njëri-tjetrin. Mjegullnaja planetare u riorganizua, dhe kishte katër planetë të tillë - Marsi, Mërkuri, Venusi dhe natyrisht, vetë Toka.

Karakteristikat e planetëve tokësorë

Mars

Ky planet është si gjysma e Tokës dhe i katërti nga dielli. Nuk ka pothuajse asnjë atmosferë, vetëm dioksid karboni, dhe është më i ftohti (nga 00 gradë në minus 113 C). Një ditë në Mars është identike me Tokën, por një vit është më i gjatë - 687 ditë. Nuk ka lëngje në Mars, ka kapele akulli të gazit dhe ujit në gjendje të ngrirë. Marsi është i famshëm për vullkanet, krateret dhe dy satelitë - Deimos dhe Phobos.

Mërkuri

Është më afër Diellit dhe më i vogli nga katër. Ajo është pak më e madhe se hëna. Sipërfaqja e Mërkurit është e mbushur me kratere përplasjeje që kanë lënë gjurmë në të. Kjo ndodhi për shkak të mungesës (ose pranisë në një masë të vogël) të atmosferës. Temperatura në Mërkur është jashtë shkallës, përhapja është e madhe nga 4270 në minus 173C. Kjo e dallon atë nga planetët e tjerë. Gama e temperaturës rritet / zvogëlohet në varësi të vendndodhjes ndaj diellit (lart në anën e kundërt, të ulët në anën që nuk është përballë). Ju mund të shkoni rreth diellit në 88 ditë. Kjo është e mundur për shkak të vendndodhjes së saj shumë afër (46 milion kilometra). Është kurioze që planeti është shumë i ngadaltë dhe një ditë atje është e barabartë me 59 ditë tokësore.

Venusi

Ky planet është pothuajse një analog i Tokës (dendësia, madhësia, struktura). Ka prezente acid sulfurik e përfaqësuar në retë dhe dioksidi i karbonit. Edhe pse Afërdita nuk është afër Diellit, ndryshe nga Mërkuri, ajo është më e nxehta (4500C). Venusi është i famshëm për rrotullimin e saj retrogradë: perëndimi - lind dielli, lindja - perëndon. Një ditë në Venus është shumë e gjatë dhe përbëhet nga 243 ditë tokësore. Një vit është 225 ditë. Afërdita është e bukur dhe e paraqet veten me shkëlqim, unë shfaqem në formën e Yllit të Mëngjesit.

Toka

Është vetëm mjegullnaja e pestë më e madhe planetare në sistemin diellor dhe e treta më e madhe nga vetë Dielli. Ndër të gjithë planetët, është i vetmi i banuar. Duke zotëruar gjendje e lëngët ujë, ajo lindi jetën. Ne thithim ajër që përmban vetëm 28 për qind oksigjen, pjesa tjetër është azot dhe 1 për qind argon dhe dioksid karboni. Planeti i banueshëm ndryshon stinët për shkak të pjerrësisë vertikale prej 23 gradë. Një vit është 365 ditë dhe një ditë është 24 orë.

Prezantimi

Ndër trupat e shumtë qiellorë të studiuar nga astronomia moderne, planetët zënë një vend të veçantë. Në fund të fundit, ne të gjithë e dimë shumë mirë se Toka në të cilën jetojmë është një planet, kështu që planetët janë trupa, në thelb të ngjashëm me Tokën tonë.

Por në botën e planetëve, ne nuk do të takojmë as dy që janë plotësisht të ngjashëm me njëri-tjetrin. Shumëllojshmëria e kushteve fizike në planetë është shumë e madhe. Distanca e planetit nga Dielli (dhe rrjedhimisht sasia e nxehtësisë diellore dhe temperatura e sipërfaqes), madhësia e tij, stresi i gravitetit në sipërfaqe, orientimi i boshtit të rrotullimit, i cili përcakton ndryshimin e stinëve, praninë dhe përbërjen e atmosfera, struktura e brendshme dhe shumë veti të tjera janë të ndryshme për secilin nëntë planetë në sistemin diellor.

Duke folur për shumëllojshmërinë e kushteve në planet, ne mund të kuptojmë më mirë ligjet e zhvillimit të tyre dhe të zbulojmë marrëdhënien e tyre midis vetive të caktuara të planetëve. Kështu, për shembull, aftësia e tij për të mbajtur një atmosferë të një përbërje ose një tjetër varet nga madhësia, masa dhe temperatura e planetit, dhe prania e atmosferës, nga ana tjetër, ndikon në regjimin termik të planetit.

Siç tregon studimi i kushteve në të cilat është e mundur origjina dhe zhvillimi i mëtejshëm i materies së gjallë, vetëm në planet mund të kërkojmë shenja të ekzistencës së jetës organike. Kjo është arsyeja pse studimi i planetëve, përveç interesit të përgjithshëm, ka rëndësi të madhe për sa i përket biologjisë hapësinore.

Studimi i planetëve ka një rëndësi të madhe, përveç astronomisë, për fusha të tjera të shkencës, kryesisht shkencat e tokës - gjeologjia dhe gjeofizika, si dhe për kozmogoninë - shkenca e origjinës dhe zhvillimit të trupave qiellorë, duke përfshirë Tokën tonë. .

Planetët tokësorë përfshijnë planetët: Mërkuri, Venusi, Toka dhe Marsi.

Mërkuri.

Informacion i pergjithshem.

Mërkuri është planeti më i afërt me Diellin në sistemin diellor. Distanca mesatare nga Mërkuri në Diell është vetëm 58 milion km. Ndër planetët e mëdhenj, ai ka dimensionet më të vogla: diametri i tij është 4865 km (0.38 e diametrit të Tokës), masa e tij është 3.304 * 10 23 kg (0.055 e masës së Tokës ose 1: 6025000 e masës së dielli); dendësia mesatare 5,52 g/cm 3 . Mërkuri është një yll i ndritshëm, por nuk është aq e lehtë ta shohësh atë në qiell. Fakti është se, duke qenë afër Diellit, Mërkuri është gjithmonë i dukshëm për ne jo shumë larg diskut diellor, duke u larguar prej tij ose në të majtë (në lindje), pastaj në të djathtë (në perëndim) vetëm një distancë të shkurtër , e cila nuk i kalon 28 O. Prandaj, mund të shihet vetëm në ato ditë të vitit kur largohet nga Dielli në maksimum distancë e madhe. Le të, për shembull, Mërkuri u largua nga Dielli në të majtë. Dielli dhe të gjithë ndriçuesit në lëvizjen e tyre të përditshme notojnë nëpër qiell nga e majta në të djathtë. Prandaj, Dielli perëndon fillimisht dhe pas pak më shumë se një ore perëndon Mërkuri dhe ne duhet ta kërkojmë këtë planet poshtë horizontit perëndimor.

Trafiku.

Mërkuri lëviz rreth Diellit në një distancë mesatare prej 0,384 njësi astronomike (58 milionë km) në një orbitë eliptike me një ekscentricitet të madh e-0,206; në perihelion, distanca nga Dielli është 46 milion km, dhe në aphelion, 70 milion km. Planeti bën një fluturim të plotë rreth Diellit në tre muaj Tokë ose 88 ditë me një shpejtësi prej 47.9 km/s. Duke lëvizur përgjatë rrugës së tij rreth Diellit, Mërkuri në të njëjtën kohë rrotullohet rreth boshtit të tij në mënyrë që njëra dhe e njëjta gjysmë e tij të jetë gjithmonë përballë Diellit. Kjo do të thotë se është gjithmonë ditë në njërën anë të Mërkurit dhe natë në anën tjetër. Në vitet '60. duke përdorur vëzhgimet e radarit, u zbulua se Mërkuri rrotullohet rreth boshtit të tij brenda drejtimi përpara(d.m.th., si në lëvizjen orbitale) me një periudhë prej 58,65 ditësh (në raport me yjet). Gjatësia e një dite diellore në Mërkur është 176 ditë. Ekuatori është i prirur nga rrafshi i orbitës së tij me 7°. Shpejtësia këndore e rrotullimit boshtor të Mërkurit është 3/2 e orbitales dhe korrespondon me shpejtësinë këndore të lëvizjes së tij në orbitë kur planeti është në perihelion. Bazuar në këtë, mund të supozohet se shpejtësia e rrotullimit të Mërkurit është për shkak të forcave të baticës nga Dielli.

Atmosferë.

Mërkuri ka të ngjarë të jetë i lirë nga një atmosferë, megjithëse polarizimi dhe vëzhgimet spektrale tregojnë praninë e një atmosfere të zbehtë. Me ndihmën e Mariner-10, u konstatua prania e një mbështjellësi të gaztë shumë të rrallë pranë Mërkurit, i përbërë kryesisht nga helium. Kjo atmosferë është në ekuilibër dinamik: çdo atom helium qëndron në të për rreth 200 ditë, pas së cilës ai largohet nga planeti dhe një grimcë tjetër nga plazma e erës diellore zë vendin e saj. Përveç heliumit, në atmosferën e Mërkurit është gjetur një sasi e parëndësishme hidrogjeni. Është rreth 50 herë më i vogël se heliumi.

Doli gjithashtu se Mërkuri ka një fushë magnetike të dobët, forca e së cilës është vetëm 0.7% e tokës. Pjerrësia e boshtit të dipolit ndaj boshtit të rrotullimit të Mërkurit është 12 0 (toka është 11 0)

Presioni në sipërfaqen e planetit është afërsisht 500 miliardë herë më i vogël se ai në sipërfaqen e Tokës.

Temperatura.

Mërkuri është shumë më afër Diellit sesa Toka. Prandaj, Dielli mbi të shkëlqen dhe ngrohet 7 herë më i fortë se i yni. Në ditën e Mërkurit, është tmerrësisht nxehtë, ka ferr të përjetshëm. Matjet tregojnë se temperatura atje ngrihet në 400 O mbi zero. Por në anën e natës duhet të ketë gjithmonë një ngricë të fortë, e cila ndoshta arrin 200 O dhe madje 250 O nën zero. Rezulton se gjysma e saj është një shkretëtirë me gurë të nxehtë, dhe gjysma tjetër është një shkretëtirë e akullt, ndoshta e mbuluar me gazra të ngrirë.

Sipërfaqe.

Nga trajektorja e fluturimit të anijes hapësinore Mariner 10 në 1974, më shumë se 40% e sipërfaqes së Mërkurit u fotografua me një rezolucion nga 4 mm në 100 m, gjë që bëri të mundur shikimin e Merkurit në të njëjtën mënyrë si Hëna në errësirë ​​nga Toka. Bollëku i kratereve është tipari më i dukshëm i sipërfaqes së tij, i cili në shikim të parë mund të krahasohet me hënën.

Në të vërtetë, morfologjia e kratereve është e përafërt me atë të hënës dhe origjina e ndikimit të tyre është e padyshimtë: në shumicën e tyre, gjurmët e nxjerrjes së materialit të grimcuar pas goditjes janë të dukshme me formimin në disa raste të rrezeve karakteristike të shndritshme dhe një fusha e kratereve dytësore. Shumë kratere kanë një tumë qendrore dhe një strukturë me tarraca të shpatit të brendshëm. Është interesante se jo vetëm pothuajse të gjithë krateret e mëdha me një diametër prej më shumë se 40-70 km kanë karakteristika të tilla, por edhe në mënyrë të konsiderueshme më shumë kratere më të vogla, brenda 5-70 km (natyrisht, bëhet fjalë për kratere të ruajtura mirë). Këto karakteristika mund t'i atribuohen si energjisë kinetike më të madhe të trupave që bien në sipërfaqe, ashtu edhe vetë materialit sipërfaqësor.

Shkalla e erozionit dhe zbutjes së kratereve është e ndryshme. Në përgjithësi, krateret e Mërkurit janë më pak të thella se krateret hënore, gjë që mund të shpjegohet edhe me energjinë më të madhe kinetike të meteoritëve për shkak të përshpejtimit më të madh të gravitetit në Merkur sesa në Hënë. Prandaj, krateri i goditjes mbushet në mënyrë më efikase me material të hedhur. Për të njëjtën arsye, krateret dytësore ndodhen më afër atij qendror sesa në Hënë, dhe depozitat e materialit të grimcuar maskojnë format kryesore të tokës në një masë më të vogël. Vetë krateret dytësore janë më të thella se ato hënore, gjë që përsëri shpjegohet me faktin se fragmentet që bien në sipërfaqe përjetojnë një përshpejtim më të madh të gravitetit.

Ashtu si në Hënë, është e mundur, në varësi të relievit, të dallohen rajonet "kontinentale" kryesisht të pabarabarta dhe shumë më të buta "detare". Këto të fundit janë kryesisht zgavra, të cilat, megjithatë, janë shumë më të vogla se në Hënë, madhësitë e tyre zakonisht nuk kalojnë 400-600 km. Përveç kësaj, disa pellgje vështirë se dallohen në sfondin e relievit përreth. Përjashtim bën pellgu i gjerë i përmendur Kanoris (Deti i nxehtësisë) me një gjatësi prej rreth 1300 km, që të kujton Detin e njohur të Shirave në Hënë.

Në pjesën mbizotëruese kontinentale të sipërfaqes së Mërkurit, mund të dallohen të dyja zonat me kratere shumë, me shkallën më të lartë të degradimit të kratereve, dhe pllajat e vjetra ndërkratere që zënë territore të gjera, gjë që tregon një vullkanizëm antik të zhvilluar gjerësisht. Këto janë format e tokës më të lashta të mbijetuara të planetit. Sipërfaqet e niveluara të pellgjeve janë padyshim të mbuluara me shtresën më të trashë të shkëmbinjve të grimcuar - regolit. Së bashku me një numër të vogël krateresh, ka kreshta të palosur që ngjajnë me ato të hënës. Disa nga zonat e sheshta ngjitur me pellgjet janë formuar ndoshta gjatë depozitimit të materialit të nxjerrë prej tyre. Në të njëjtën kohë, prova mjaft të qarta të origjinës së tyre vullkanike u gjetën për shumicën e fushave, por ky është vullkanizëm i një kohe të mëvonshme sesa në pllajat ndërkratere. Një studim i kujdesshëm zbulon një tjetër veçori interesante që hedh dritë mbi historinë e formimit të planetit. Bëhet fjalë për gjurmë karakteristike të aktivitetit tektonik në shkallë globale në formën e parvazeve specifike të pjerrëta, ose shpateve të skarpateve. Skarpat kanë një gjatësi prej 20-500 km dhe një lartësi të shpateve nga disa qindra metra në 1-2 km. Në morfologjinë dhe gjeometrinë e tyre të vendndodhjes në sipërfaqe, ato ndryshojnë nga këputjet dhe prishjet e zakonshme tektonike të vëzhguara në Hënë dhe Mars, dhe më tepër të formuara për shkak të shtytjeve, shtresimeve për shkak të stresit në shtresën sipërfaqësore që u ngrit gjatë ngjeshjes së Mërkurit. Këtë e dëshmon zhvendosja horizontale e kreshtave të disa kratereve.

Disa nga skarpat u bombarduan dhe u shkatërruan pjesërisht. Kjo do të thotë se ato u formuan më herët se krateret në sipërfaqen e tyre. Nga ngushtimi i erozionit të këtyre kratereve, mund të konkludohet se ngjeshja e kores ka ndodhur gjatë formimit të "deteve" rreth 4 miliardë vjet më parë. Arsyeja më e mundshme për tkurrjen, me sa duket, duhet të konsiderohet fillimi i ftohjes së Mërkurit. Sipas një supozimi tjetër interesant të paraqitur nga një numër ekspertësh, një mekanizëm alternativ për aktivitetin e fuqishëm tektonik të planetit gjatë kësaj periudhe mund të jetë një ngadalësim baticor i rrotullimit të planetit me rreth 175 herë: nga vlera e vlerësuar fillimisht prej rreth 8 orësh. deri në 58.6 ditë.

Venusi.

Informacion i pergjithshem.

Afërdita është planeti i dytë më i afërt me Diellin, pothuajse me të njëjtën madhësi si Toka dhe masa e tij është më shumë se 80% e masës së Tokës. Për këto arsye, Venusi nganjëherë quhet binjakja ose motra e Tokës. Megjithatë, sipërfaqja dhe atmosfera e këtyre dy planetëve janë krejtësisht të ndryshme. Toka ka lumenj, liqene, oqeane dhe atmosferën që ne thithim. Venusi është një planet i nxehtë përvëlues me një atmosferë të dendur që do të ishte fatale për njerëzit. Distanca mesatare nga Venusi në Diell është 108.2 milion km; është praktikisht konstante, pasi orbita e Venusit është më afër një rrethi sesa planeti ynë. Venusi merr nga Dielli në dy s edhe njehere më shumë dritë dhe nxehtësi se Toka. Sidoqoftë, në anën e hijes, Venusi dominohet nga një ngricë prej më shumë se 20 gradë nën zero, pasi rrezet e diellit nuk bien këtu për një kohë shumë të gjatë. Planeti ka një atmosferë shumë të dendur, të thellë dhe shumë të vrenjtur, duke na penguar të shohim sipërfaqen e planetit. Atmosfera (predha e gazit) u zbulua nga M. V. Lomonosov në 1761, i cili gjithashtu tregoi ngjashmërinë e Venusit me Tokën. Planeti nuk ka satelitë.

Trafiku.

Venusi ka një orbitë pothuajse rrethore (ekscentriciteti 0,007), të cilën e anashkalon në 224,7 ditë tokësore me një shpejtësi prej 35 km/sek. në një distancë prej 108.2 milion km nga Dielli. Venusi rrotullohet rreth boshtit të saj në 243 ditë tokësore - koha maksimale midis të gjithë planetëve. Venusi rrotullohet rreth boshtit të saj në drejtim të kundërt, domethënë në drejtim të kundërt me orbitën e saj. Ky rrotullim i ngadaltë dhe i kundërt do të thotë që, siç shihet nga Venusi, Dielli lind dhe perëndon vetëm dy herë në vit, pasi një ditë Venusiane është e barabartë me 117 ditë tokësore. Boshti i rrotullimit të Venusit është pothuajse pingul me rrafshin orbital (anim 3 °), kështu që nuk ka stinë të vitit - një ditë është e ngjashme me tjetrën, ka të njëjtën kohëzgjatje dhe të njëjtin mot. Kjo uniformitet i motit përmirësohet më tej nga specifika e atmosferës Venusiane - efekti i saj i fortë serë. Gjithashtu, Venusi, ashtu si Hëna, ka fazat e veta.

Temperatura.

Temperatura është rreth 750 K në të gjithë sipërfaqen si ditën ashtu edhe natën. Arsyeja për një temperaturë kaq të lartë pranë sipërfaqes së Venusit është efekti serë: rrezet e diellit relativisht lehtë kalojnë nëpër retë e atmosferës së tij dhe ngrohin sipërfaqen e planetit, por rrezatimi termik infra i kuq i vetë sipërfaqes del përmes atmosferës. kthehet në hapësirë ​​me shumë vështirësi. Në Tokë, ku sasia e dioksidit të karbonit në atmosferë është e ulët, efekti natyror i serrës e rrit temperaturën globale me 30°C, ndërsa në Venus e ngre temperaturën me 400°C të tjera. Duke studiuar pasojat fizike të efektit më të fortë të serrës në Venus, ne kemi një ide të mirë për rezultatet që akumulimi i nxehtësisë së tepërt në Tokë, i shkaktuar nga përqendrimi në rritje i dioksidit të karbonit në atmosferë për shkak të djegies së lëndëve djegëse fosile. - qymyri dhe nafta, mund të çojnë në.

Në vitin 1970, anija e parë kozmike që u ul në Venus mund të duronte nxehtësinë e madhe vetëm për rreth një orë, por kjo ishte vetëm koha e mjaftueshme për të dërguar të dhëna mbi kushtet e sipërfaqes.

Atmosferë.

Atmosfera enigmatike e Venusit ka qenë pjesa qendrore e programit të eksplorimit robotik për dy dekadat e fundit. Aspektet më të rëndësishme të kërkimit të saj ishin përbërja kimike, struktura vertikale dhe dinamika e mjedisit ajror. Shumë vëmendje iu kushtua mbulesës së reve, e cila luan rolin e një pengese të pakapërcyeshme për depërtimin e valëve elektromagnetike optike në atmosferë. Gjatë filmimit të Venusit në televizion, ishte e mundur të merrej një imazh vetëm i mbulesës së reve. Thatësira e jashtëzakonshme e ajrit dhe efekti i tij fenomenal i serrës, për shkak të të cilit temperatura aktuale e sipërfaqes dhe shtresave të poshtme të troposferës doli të ishte më shumë se 500 mbi efektin (ekuilibrin) ishin të pakuptueshme.

Atmosfera e Venusit është jashtëzakonisht e nxehtë dhe e thatë për shkak të efektit të serrës. Është një batanije e dendur e dioksidit të karbonit që ruan nxehtësinë që vjen nga dielli. Si rezultat, një sasi e madhe e energjisë termike grumbullohet. Presioni në sipërfaqe është 90 bar (si në detet e tokës në një thellësi prej 900 m). Anijet kozmike duhet të projektohen për t'i bërë ballë forcës dërrmuese dhe dërrmuese të atmosferës.

Atmosfera e Venusit përbëhet kryesisht nga dioksidi i karbonit (CO 2) -97%, i cili është në gjendje të veprojë si një lloj batanije, duke bllokuar nxehtësinë e diellit, si dhe një sasi të vogël azoti (N 2) -2.0% , avujt e ujit (H 2 O) -0,05% dhe oksigjeni (O) -0,1%. Acidi klorhidrik (HCl) dhe acidi fluorik (HF) u gjetën si papastërti të vogla. Sasia totale e dioksidit të karbonit në Venus dhe Tokë është afërsisht e njëjtë. Vetëm në Tokë është i lidhur në shkëmbinj sedimentarë dhe pjesërisht absorbohet nga masat ujore të oqeaneve, ndërsa në Venus është e gjitha e përqendruar në atmosferë. Gjatë ditës, sipërfaqja e planetit ndriçohet nga rrezet e diellit të shpërndara me afërsisht të njëjtin intensitet si në një ditë me re në Tokë. Shumë vetëtima janë parë në Venus gjatë natës.

Retë e Venusit përbëhen nga pika mikroskopike të acidit sulfurik të përqendruar (H 2 SO 4). Shtresa e sipërme e reve është 90 km larg nga sipërfaqja, temperatura atje është rreth 200 K; shtresa e poshtme është 30 km larg, temperatura është rreth 430 K. Edhe më e ulët është aq e nxehtë sa nuk ka re. Sigurisht, nuk ka ujë të lëngshëm në sipërfaqen e Venusit. Atmosfera e Venusit në nivelin e shtresës së sipërme të reve rrotullohet në të njëjtin drejtim si sipërfaqja e planetit, por shumë më shpejt, duke bërë një revolucion në 4 ditë; ky fenomen quhet superrotacion dhe ende nuk është gjetur asnjë shpjegim për të.

Sipërfaqe.

Sipërfaqja e Venusit është e mbuluar me qindra mijëra vullkane. Ka disa shumë të mëdha: 3 km të larta dhe 500 km të gjera. Por shumica e vullkaneve janë 2-3 km të gjerë dhe rreth 100 m të larta. Derdhja e llavës në Venus zgjat shumë më tepër sesa në Tokë. Afërdita është shumë e nxehtë për të ndodhur akulli, shiu ose stuhitë, kështu që nuk ka mot të rëndësishëm (moti). Kjo do të thotë se vullkanet dhe krateret pothuajse nuk kanë ndryshuar që kur janë formuar miliona vjet më parë.

Venusi është i mbuluar me gurë të fortë. Lava e nxehtë qarkullon poshtë tyre, duke shkaktuar tension në një shtresë të hollë sipërfaqësore. Lava po shpërthen vazhdimisht nga vrimat dhe çarjet në shkëmbinj të fortë. Përveç kësaj, vullkanet lëshojnë vazhdimisht avionë pikash të vogla të acidit sulfurik. Në disa vende, llava e trashë, që rrjedh gradualisht, grumbullohet në formën e pellgjeve të mëdha deri në 25 km të gjerë. Në vende të tjera, flluska të mëdha llave formohen në sipërfaqen e kupolës, të cilat më pas bien.

Në sipërfaqen e Venusit u gjet një shkëmb i pasur me kalium, uranium dhe torium, i cili në kushte tokësore nuk korrespondon me përbërjen e shkëmbinjve primar vullkanikë, por me ato dytësore që i janë nënshtruar përpunimit ekzogjen. Në vende të tjera, në sipërfaqe ndodhin rrënoja të trashë dhe material bllokues të shkëmbinjve të errët me densitet 2,7-2,9 g/cm dhe elementë të tjerë tipikë të bazalteve. Kështu, shkëmbinjtë sipërfaqësorë të Venusit rezultuan të ishin të njëjtë si në Hënë, Mërkur dhe Mars, shpërthyen shkëmbinj magmatikë të përbërjes bazë.

Dihet pak për brendësinë e Venusit. Ndoshta ka një bërthamë metalike që zë 50% të rrezes së saj. Por planeti nuk ka një fushë magnetike për shkak të rrotullimit të tij shumë të ngadaltë.

Afërdita nuk është aspak një botë mikpritëse, siç supozohej dikur. Me atmosferën e tij të dioksidit të karbonit, retë e acidit sulfurik dhe nxehtësinë e tmerrshme, ai është plotësisht i papërshtatshëm për njerëzit. Nën peshën e këtij informacioni, disa shpresa u shembën: në fund të fundit, më pak se 20 vjet më parë, shumë shkencëtarë e konsideruan Venusin si një objekt më premtues për kërkimin hapësinor sesa Marsi.

Toka.

Informacion i pergjithshem.

Toka është planeti i tretë nga Dielli në sistemin diellor. Forma e Tokës është afër një elipsoidi, e rrafshuar në pole dhe e shtrirë në zonën ekuatoriale. Rrezja mesatare e Tokës është 6371.032 km, polare - 6356.777 km, ekuatoriale - 6378.160 km. Pesha - 5,976 * 1024 kg. Dendësia mesatare e Tokës është 5518 kg/m3. Sipërfaqja e Tokës është 510.2 milion km², nga të cilat afërsisht 70.8% është në Oqeanin Botëror. Thellësia mesatare e saj është rreth 3.8 km, maksimumi (Hendeku Mariana në Oqeanin Paqësor) është 11.022 km; vëllimi i ujit është 1370 milion km³, kripësia mesatare është 35 g/l. Toka përbën përkatësisht 29.2%, dhe formon gjashtë kontinente dhe ishuj. Ngrihet mbi nivelin e detit mesatarisht 875 m; lartësia më e lartë (maja e Chomolungma në Himalaje) është 8848 m. Malet zënë më shumë se 1/3 e sipërfaqes së tokës. Shkretëtirat mbulojnë rreth 20% të sipërfaqes së tokës, savanat dhe pyjet e lehta - rreth 20%, pyjet - rreth 30%, akullnajat - mbi 10%. Mbi 10% e tokës është e zënë nga toka bujqësore.

Toka ka vetëm një satelit, Hënën.

Falë kushteve të saj unike, ndoshta të vetmet natyrore në Univers, Toka u bë vendi ku lindi dhe u zhvillua jeta organike. Sipas koncepteve moderne kozmogonike, planeti u formua afërsisht 4.6 - 4.7 miliardë vjet më parë nga një re protoplanetare e kapur nga tërheqja e Diellit. Formimi i shkëmbinjve të parë, më të lashtët të studiuar zgjati 100-200 milion vjet. Përafërsisht 3.5 miliardë vjet më parë, u krijuan kushte të favorshme për shfaqjen e jetës. Homo sapiens (homo sapiens) si specie u shfaq rreth gjysmë milioni vjet më parë, dhe formimi i llojit modern të njeriut i atribuohet kohës së tërheqjes së akullnajës së parë, domethënë rreth 40 mijë vjet më parë.

Trafiku.

Ashtu si planetët e tjerë, ai lëviz rreth Diellit në një orbitë eliptike, ekscentriciteti i së cilës është 0,017. Distanca nga Toka në Diell në pika të ndryshme të orbitës nuk është e njëjtë. Distanca mesatare është rreth 149.6 milion km. Në procesin e lëvizjes së planetit tonë rreth Diellit, rrafshi i ekuatorit të tokës lëviz paralel me vetveten në atë mënyrë që në disa pjesë të orbitës globi është i prirur nga Dielli me hemisferën e tij veriore, dhe në të tjera - me atë jugore të saj. Periudha e rrotullimit rreth Diellit është 365.256 ditë, me një rrotullim ditor - 23 orë 56 minuta. Boshti i rrotullimit të Tokës ndodhet në një kënd prej 66.5º në rrafshin e lëvizjes së saj rreth Diellit.

Atmosferë .

Atmosfera e Tokës përbëhet nga 78% nitrogjen dhe 21% oksigjen (ka shumë pak gazra të tjerë në atmosferë); është rezultat i një evolucioni të gjatë nën ndikimin e proceseve gjeologjike, kimike dhe biologjike. Ndoshta atmosfera e hershme e Tokës ishte e pasur me hidrogjen, i cili më pas shpëtoi. Degazimi i zorrëve mbushi atmosferën me dioksid karboni dhe avujt e ujit. Por avulli u kondensua në oqeane dhe dioksidi i karbonit u bllokua në shkëmbinj karbonat. Kështu, azoti mbeti në atmosferë dhe oksigjeni u shfaq gradualisht si rezultat i aktivitetit jetësor të biosferës. Edhe 600 milionë vjet më parë, përmbajtja e oksigjenit në ajër ishte 100 herë më e ulët se sot.

Planeti ynë është i rrethuar nga një atmosferë e madhe. Sipas temperaturës, përbërja dhe vetitë fizike të atmosferës mund të ndahen në shtresa të ndryshme. Troposfera është rajoni midis sipërfaqes së Tokës dhe një lartësie prej 11 km. Kjo është një shtresë mjaft e trashë dhe e dendur që përmban pjesën më të madhe të avullit të ujit në ajër. Pothuajse të gjitha dukuritë atmosferike që janë me interes të drejtpërdrejtë për banorët e Tokës ndodhin në të. Troposfera përmban re, reshje, etj. Shtresa që ndan troposferën nga shtresa tjetër atmosferike, stratosfera, quhet tropopauzë. Kjo është një zonë me temperatura shumë të ulëta.

Përbërja e stratosferës është e njëjtë me atë të troposferës, por ozoni shfaqet dhe përqendrohet në të. Jonosfera, domethënë shtresa e jonizuar e ajrit, formohet si në troposferë ashtu edhe në shtresat e poshtme. Ai pasqyron valët e radios me frekuencë të lartë.

Presioni atmosferik në nivelin e sipërfaqes së oqeanit është afërsisht 0,1 MPa në kushte normale. Besohet se atmosfera e tokës ka ndryshuar shumë gjatë evolucionit: ajo është pasuruar me oksigjen dhe ka fituar një përbërje moderne si rezultat i ndërveprimit afatgjatë me shkëmbinjtë dhe me pjesëmarrjen e biosferës, d.m.th., bimëve dhe kafshëve. organizmave. Dëshmi se ndryshime të tilla kanë ndodhur vërtet janë, për shembull, depozitat e qymyrit dhe shtresat e trasha të depozitave karbonate në shkëmbinjtë sedimentarë, ato përmbajnë një sasi të madhe karboni, i cili dikur ishte pjesë e atmosferës së tokës në formën e dioksidit të karbonit dhe oksid karboni. Shkencëtarët besojnë se atmosfera e lashtë e ka origjinën nga produktet e gazta të shpërthimeve vullkanike; përbërja e tij gjykohet nga analiza kimike e mostrave të gazit "të murosur" në zgavrat e shkëmbinjve të lashtë. Mostrat e studiuara, të cilat janë afërsisht 3.5 miliardë vjet të vjetra, përmbajnë afërsisht 60% dioksid karboni, dhe 40% e mbetur janë komponime squfuri, amoniak, klorur hidrogjeni dhe fluor. Azoti dhe gazet inerte u gjetën në një sasi të vogël. I gjithë oksigjeni ishte i lidhur kimikisht.

Për proceset biologjike në Tokë, ozonosfera ka një rëndësi të madhe - shtresa e ozonit e vendosur në një lartësi prej 12 deri në 50 km. Zona mbi 50-80 km quhet jonosferë. Atomet dhe molekulat në këtë shtresë jonizohen intensivisht nga rrezatimi diellor, në veçanti nga rrezatimi ultravjollcë. Nëse nuk do të ishte shtresa e ozonit, flukset e rrezatimit do të arrinin në sipërfaqen e Tokës, duke shkaktuar shkatërrim në organizmat e gjallë të pranishëm atje. Më në fund, në distanca më të mëdha se 1000 km, gazi është aq i rrallë saqë përplasjet midis molekulave pushojnë së luajturi një rol të rëndësishëm dhe atomet janë më shumë se gjysma e jonizuar. Në një lartësi prej rreth 1,6 dhe 3,7 rrezet e Tokës janë brezi i parë dhe i dytë i rrezatimit.

Struktura e planetit.

Rolin kryesor në studimin e strukturës së brendshme të Tokës e luajnë metodat sizmike të bazuara në studimin e përhapjes në trashësinë e saj të valëve elastike (gjatësore dhe tërthore) që ndodhin gjatë ngjarjeve sizmike - gjatë tërmeteve natyrore dhe si rezultat. të shpërthimeve. Bazuar në këto studime, Toka ndahet në mënyrë konvencionale në tre rajone: korja, manteli dhe bërthama (në qendër). Shtresa e jashtme - korja - ka një trashësi mesatare prej rreth 35 km. Llojet kryesore të kores së tokës janë kontinentale (kontinentale) dhe oqeanike; në zonën e tranzicionit nga kontinenti në oqean, zhvillohet një lloj kore e ndërmjetme. Trashësia e kores ndryshon në një gamë mjaft të gjerë: korja oqeanike (duke marrë parasysh shtresën e ujit) ka një trashësi prej rreth 10 km, ndërsa trashësia e kores kontinentale është dhjetëra herë më e madhe. Depozitat sipërfaqësore zënë një shtresë rreth 2 km të trashë. Nën to është një shtresë graniti (në kontinente trashësia e saj është 20 km), dhe më poshtë - rreth 14 km (si në kontinente ashtu edhe në oqeane) shtresa bazalt (korja e poshtme). Dendësia në qendër të Tokës është rreth 12.5 g/cm³. Dendësia mesatare është: 2,6 g / cm - në sipërfaqen e Tokës, 2,67 g / cm - për granit, 2,85 g / cm - për bazalt.

Në një thellësi prej rreth 35 deri në 2885 km, shtrihet manteli i Tokës, i cili quhet edhe guaska silikate. Ajo ndahet nga korja nga një kufi i mprehtë (i ashtuquajturi kufi Mohorovich), më i thellë se i cili shpejtësitë e valëve sizmike elastike gjatësore dhe tërthore, si dhe dendësia mekanike, rriten papritur. Dendësia në mantel rritet me rritjen e thellësisë nga rreth 3.3 në 9.7 g/cm3. Pllaka të gjera litosferike ndodhen në kore dhe (pjesërisht) në mantel. Lëvizjet e tyre laike jo vetëm që përcaktojnë zhvendosjen e kontinenteve, e cila ndikon dukshëm në pamjen e Tokës, por gjithashtu lidhen me vendndodhjen e zonave sizmike në planet. Një kufi tjetër i zbuluar me metoda sizmike (kufiri i Gutenbergut) - midis mantelit dhe bërthamës së jashtme - ndodhet në një thellësi prej 2775 km. Në të, shpejtësia e valëve gjatësore bie nga 13,6 km/s (në mantel) në 8,1 km/s (në bërthamë), ndërsa shpejtësia e valëve tërthore zvogëlohet nga 7,3 km/s në zero. Kjo e fundit do të thotë që bërthama e jashtme është e lëngshme. Sipas koncepteve moderne, bërthama e jashtme përbëhet nga squfur (12%) dhe hekur (88%). Së fundi, në thellësi më të mëdha se 5120 km, metodat sizmike zbulojnë praninë e një bërthame të brendshme të ngurtë, e cila përbën 1.7% të masës së Tokës. Me sa duket, kjo është një aliazh hekur-nikel (80% Fe, 20% Ni).

Fusha gravitacionale e Tokës përshkruhet me saktësi të lartë nga ligji i gravitetit universal të Njutonit. Përshpejtimi i rënies së lirë mbi sipërfaqen e Tokës përcaktohet nga forca gravitacionale dhe centrifugale për shkak të rrotullimit të Tokës. Përshpejtimi i rënies së lirë pranë sipërfaqes së planetit është 9.8 m/s².

Toka gjithashtu ka fusha magnetike dhe elektrike. Fusha magnetike mbi sipërfaqen e Tokës përbëhet nga një pjesë konstante (ose që ndryshon mjaft ngadalë) dhe një pjesë e ndryshueshme; kjo e fundit zakonisht quhet variacione të fushës magnetike. Fusha kryesore magnetike ka një strukturë afër dipolit. Momenti i dipolit magnetik i Tokës, i barabartë me 7,98T10^25 njësi cgsm, është i drejtuar afërsisht i kundërt me atë mekanik, megjithëse aktualisht polet magnetike janë disi të zhvendosur në lidhje me ato gjeografike. Pozicioni i tyre, megjithatë, ndryshon me kalimin e kohës, dhe megjithëse këto ndryshime janë mjaft të ngadalta, në intervale kohore gjeologjike, sipas të dhënave paleomagnetike, zbulohen edhe përmbysjet magnetike, pra përmbysjet e polaritetit. Fuqia e fushës magnetike në polet magnetike veriore dhe jugore është përkatësisht 0.58 dhe 0.68 Oe, dhe rreth 0.4 Oe në ekuatorin gjeomagnetik.

Fusha elektrike mbi sipërfaqen e Tokës ka një intensitet mesatar prej rreth 100 V / m dhe drejtohet vertikalisht poshtë - kjo është e ashtuquajtura fushë e motit të drejtë, por kjo fushë përjeton ndryshime të rëndësishme (si periodike ashtu edhe të parregullta).

Hëna.

Hëna është një satelit natyror i Tokës dhe trupi qiellor më i afërt me ne. Distanca mesatare nga Hëna është 384,000 kilometra, diametri i Hënës është rreth 3476 km. Dendësia mesatare e Hënës është 3,347 g/cm3, ose rreth 0,607 e densitetit mesatar të Tokës. Masa e satelitit është 73 trilion ton. Përshpejtimi i gravitetit në sipërfaqen e hënës është 1.623 m/s².

Hëna lëviz rreth Tokës me një shpejtësi mesatare prej 1,02 km / s në një orbitë afërsisht eliptike në të njëjtin drejtim në të cilin lëvizin shumica dërrmuese e trupave të tjerë në Sistemin Diellor, domethënë në drejtim të kundërt të akrepave të orës kur shikohet nga orbita e Hënës nga Poli i Veriut i Botës. Periudha e rrotullimit të Hënës rreth Tokës, i ashtuquajturi muaji sidereal, është 27.321661 ditë mesatare, por është subjekt i luhatjeve të lehta dhe një reduktimi shumë të vogël laik.

Duke mos u mbrojtur nga atmosfera, sipërfaqja e Hënës nxehet deri në + 110 ° C gjatë ditës dhe ftohet në -120 ° C gjatë natës, megjithatë, siç kanë treguar vëzhgimet radiofonike, këto luhatje të mëdha të temperaturës depërtojnë vetëm disa decimetra të thella për shkak të përçueshmërisë termike jashtëzakonisht të dobët të shtresave sipërfaqësore.

Relievi i sipërfaqes hënore u sqarua kryesisht si rezultat i vëzhgimeve teleskopike shumëvjeçare. “Detet hënor”, ​​që zënë rreth 40% të sipërfaqes së dukshme të Hënës, janë ultësira të sheshta, të përshkuara nga çarje dhe boshte me dredha të ulëta; ka relativisht pak kratere të mëdhenj në dete. Shumë dete janë të rrethuar nga kreshta unazore koncentrike. Pjesa tjetër, sipërfaqja më e lehtë është e mbuluar me kratere të shumta, kreshta në formë unaze, brazda etj.

Mars.

Informacion i pergjithshem.

Marsi është planeti i katërt në sistemin diellor. Marsi - nga greqishtja "Mas" - fuqia mashkullore - perëndia e luftës. Sipas karakteristikave kryesore fizike, Marsi i përket planetëve tokësorë. Në diametër, është pothuajse gjysma e madhësisë së Tokës dhe Venusit. Distanca mesatare nga Dielli është 1,52 AU. Rrezja ekuatoriale është 3380 km. Dendësia mesatare e planetit është 3950 kg/m3. Marsi ka dy satelitë - Phobos dhe Deimos.

Atmosferë.

Planeti është i mbuluar me një guaskë të gaztë - një atmosferë që ka një dendësi më të ulët se ajo e tokës. Edhe në depresionet e thella të Marsit, ku presioni atmosferik është më i madhi, ai është afërsisht 100 herë më i vogël se në sipërfaqen e Tokës, dhe në nivelin e majave të maleve marsiane, është 500-1000 herë më pak. Për nga përbërja, ajo i ngjan atmosferës së Venusit dhe përmban 95,3% dioksid karboni me një përzierje prej 2,7% nitrogjen, 1,6% argon, 0,07% monoksid karboni, 0,13% oksigjen dhe afërsisht 0,03% avull uji, përmbajtja e cila ndryshon, si dhe papastërtitë e neonit, kriptonit, ksenonit.

Temperatura mesatare në Mars është shumë më e ulët se në Tokë, rreth -40 ° C. Në kushtet më të favorshme në verë në gjysmën e ditës të planetit, ajri ngroh deri në 20 ° C - një temperaturë mjaft e pranueshme për banorët të Tokës. Por në një natë dimri, ngrica mund të arrijë -125 ° C. Rënie të tilla të mprehta të temperaturës shkaktohen nga fakti se atmosfera e rrallë e Marsit nuk është në gjendje të mbajë nxehtësinë për një kohë të gjatë.

Erërat e forta fryjnë shpesh mbi sipërfaqen e planetit, shpejtësia e të cilave arrin 100 m/s. Graviteti i ulët lejon që edhe rrymat e rralluara të ajrit të ngrenë re të mëdha pluhuri. Ndonjëherë zona mjaft të gjera në Mars mbulohen nga stuhitë madhështore të pluhurit. Stuhia globale e pluhurit shpërtheu nga shtatori 1971 deri në janar 1972, duke ngritur rreth një miliard ton pluhur në atmosferë në një lartësi prej më shumë se 10 km.

Ka shumë pak avuj uji në atmosferën e Marsit, por në presion i ulët dhe temperatura, është në një gjendje afër ngopjes dhe shpesh mblidhet në re. Retë marsiane janë mjaft të pashprehura në krahasim me ato në Tokë, megjithëse ato kanë një larmi formash dhe llojesh: cirrus, me onde, me plumb (pranë maleve të mëdha dhe nën shpatet e kratereve të mëdha, në vende të mbrojtura nga era). Mbi ultësira, kanione, lugina - dhe në fund të kratereve në kohën e ftohtë të ditës shpesh ka mjegulla.

Siç treguan imazhet nga stacionet amerikane të uljes "Viking-1" dhe "Viking-2", qielli marsian në mot të kthjellët ka një ngjyrë rozë, e cila shpjegohet me shpërndarjen e dritës së diellit në grimcat e pluhurit dhe ndriçimin e mjegullës nga sipërfaqja portokalli e planetit. Në mungesë të reve, mbështjellja e gaztë e Marsit është shumë më transparente se ajo e tokës, duke përfshirë edhe rrezet ultravjollcë të rrezikshme për organizmat e gjallë.

Stinët.

Një ditë diellore në Mars zgjat 24 orë 39 minuta. 35 s. Një prirje e konsiderueshme e ekuatorit në rrafshin e orbitës çon në faktin se në disa pjesë të orbitës, kryesisht gjerësitë veriore të Marsit ndriçohen dhe nxehen nga Dielli, në të tjerat - ato jugore, d.m.th. një ndryshim stinësh. Viti marsian është rreth 686.9 ditë i gjatë. Ndryshimi i stinëve në Mars është i njëjtë si në Tokë. Ndryshimet sezonale janë më të theksuara në rajonet polare. Në dimër, kapelet polare zënë një zonë të konsiderueshme. Kufiri i kapakut polar verior mund të largohet nga poli me një të tretën e distancës nga ekuatori, dhe kufiri i kapakut jugor kapërcen gjysmën e kësaj distance. Ky ndryshim është për faktin se në hemisferën veriore dimri ndodh kur Marsi kalon nëpër perihelion të orbitës së tij, dhe në hemisferën jugore kur kalon përmes afelionit. Për shkak të kësaj, dimrat në hemisferën jugore janë më të ftohtë se në veri. Elipticiteti i orbitës marsiane çon në ndryshime të rëndësishme në klimën e hemisferës veriore dhe jugore: në gjerësinë gjeografike të mesme, dimrat janë më të ftohtë dhe verat janë më të ngrohta se në ato jugore, por më e shkurtër se në ato veriore.. Kur vjen vera. në hemisferën veriore të Marsit, kapaku polar verior zvogëlohet me shpejtësi, por në këtë kohë, një tjetër rritet - afër polit jugor, ku fillon dimri. AT fundi i XIX- në fillim të shekullit të 20-të, besohej se kapelet polare të Marsit ishin akullnajat dhe bora. Sipas të dhënave moderne, të dy kapakët polare të planetit - verior dhe jugor - përbëhen nga dioksid karboni i ngurtë, domethënë akulli i thatë, i cili formohet kur dioksidi i karbonit, i cili është pjesë e atmosferës marsiane, ngrin dhe akulli i ujit përzihet me pluhur mineral.

Struktura e planetit.

Për shkak të masës së ulët, graviteti në Mars është pothuajse tre herë më i ulët se në Tokë. Aktualisht, struktura e fushës gravitacionale të Marsit është studiuar në detaje. Tregon një devijim të lehtë nga shpërndarja uniforme e densitetit në planet. Bërthama mund të ketë një rreze deri në gjysmën e rrezes së planetit. Me sa duket, ai përbëhet nga hekur i pastër ose një aliazh Fe-FeS (sulfidi hekur-hekur) dhe, ndoshta, hidrogjeni i tretur në to. Me sa duket, bërthama e Marsit është pjesërisht ose plotësisht në gjendje të lëngshme.

Marsi duhet të ketë një kore të trashë 70-100 km të trashë. Midis bërthamës dhe kores është një mantel silikat i pasuruar me hekur. Oksidet e kuqe të hekurit të pranishme në shkëmbinjtë sipërfaqësor përcaktojnë ngjyrën e planetit. Tani Marsi vazhdon të ftohet.

Aktiviteti sizmik i planetit është i dobët.

Sipërfaqe.

Sipërfaqja e Marsit, në shikim të parë, i ngjan hënës. Megjithatë, në fakt, relievi i tij është shumë i larmishëm. Gjatë gjithë historisë së gjatë gjeologjike të Marsit, sipërfaqja e tij është ndryshuar nga shpërthimet vullkanike dhe tërmetet e marsit. Plagët e thella në fytyrën e zotit të luftës u lanë nga meteoritët, era, uji dhe akulli.

Sipërfaqja e planetit përbëhet, si të thuash, nga dy pjesë të kundërta: malësitë e lashta që mbulojnë hemisferën jugore dhe fushat më të reja të përqendruara në gjerësitë veriore. Përveç kësaj, dallohen dy rajone të mëdha vullkanike - Elysium dhe Tharsis. Diferenca në lartësi midis zonave malore dhe fushore arrin 6 km. Përse zona të ndryshme ndryshojnë kaq shumë nga njëra-tjetra është ende e paqartë. Ndoshta një ndarje e tillë lidhet me një katastrofë shumë të vjetër - rënien e një asteroidi të madh në Mars.

Pjesa e lartë malore ka ruajtur gjurmët e një bombardimi aktiv meteori që ndodhi rreth 4 miliardë vjet më parë. Krateret e meteorëve mbulojnë 2/3 e sipërfaqes së planetit. Në malësitë e vjetra ka pothuajse po aq sa në Hënë. Por shumë kratere marsiane kanë "humbur formën e tyre" për shkak të motit. Disa prej tyre, me sa duket, dikur u lanë nga rrjedhat e ujit. Fushat veriore duken krejtësisht të ndryshme. 4 miliardë vjet më parë ata kishin shumë kratere meteoritësh, por më pas ngjarja katastrofike, e cila tashmë është përmendur, i fshiu ato nga 1/3 e sipërfaqes së planetit dhe relievi i tij në këtë zonë filloi të formohej sërish. Meteoritë të veçantë ranë atje më vonë, por në përgjithësi ka pak kratere me ndikim në veri.

Pamja e kësaj hemisfere u përcaktua nga aktiviteti vullkanik. Disa nga fushat janë të mbuluara plotësisht me shkëmbinj magmatikë të lashtë. Rrjedhat e llavës së lëngshme u përhapën mbi sipërfaqe, u ngurtësuan dhe rrjedhat e reja rrodhën përgjatë tyre. Këta "lumenj" të ngurtësuar janë të përqendruar rreth vullkaneve të mëdha. Në skajet e gjuhëve të llavës, vërehen struktura të ngjashme me shkëmbinjtë sedimentarë tokësorë. Ndoshta, kur masat e nxehta shpërthyese shkrinë shtresat e akullit nëntokësor, në sipërfaqen e Marsit u formuan rezervuarë mjaft të gjerë, të cilët gradualisht u thanë. Ndërveprimi i lavës dhe akullit nëntokësor çoi gjithashtu në shfaqjen e brazdave dhe çarjeve të shumta. Larg vullkaneve, zonat e ulëta të hemisferës veriore janë të mbuluara nga dunat e rërës. Sidomos shumë prej tyre pranë kapakut polar verior.

Bollëku i peizazheve vullkanike tregon se në të kaluarën e largët, Marsi përjetoi një epokë gjeologjike mjaft të trazuar, ka shumë të ngjarë që ajo përfundoi rreth një miliard vjet më parë. Proceset më aktive u zhvilluan në rajonet e Elysium dhe Tharsis. Në një kohë ata u shtrydhën fjalë për fjalë nga zorrët e Marsit dhe tani ngrihen mbi sipërfaqen e tij në formën e fryrjeve madhështore: Elysium 5 km i lartë, Tharsis - 10 km. Rreth këtyre fryrjeve janë përqendruar një sërë gabimesh, çarjesh, kreshtash - gjurmë të proceseve antike në koren e Marsit. Sistemi më madhështor i kanioneve disa kilometra të thellë - Lugina Mariner - fillon në majën e maleve Tharsis dhe shtrihet 4 mijë kilometra në lindje. Në pjesën qendrore të luginës, gjerësia e saj arrin disa qindra kilometra. Në të kaluarën, kur atmosfera marsiane ishte më e dendur, uji mund të derdhej në kanione, duke krijuar liqene të thella në to.

Vullkanet e Marsit janë fenomene të jashtëzakonshme sipas standardeve tokësore. Por edhe mes tyre spikat vullkani Olimp, që ndodhet në veriperëndim të maleve të Tharsisit. Diametri i bazës së këtij mali arrin 550 km, kurse lartësia 27 km, d.m.th. është tre herë më e lartë se Everesti, maja më e lartë në Tokë. Olimpi është kurorëzuar me një krater të madh 60 kilometra. Në lindje të pjesës më të lartë të maleve Tharsis, është zbuluar një tjetër vullkan - Alba. Megjithëse nuk mund të konkurrojë me Olimpin në lartësi, diametri i bazës së tij është pothuajse tre herë më i madh.

Këto kone vullkanike janë rezultat i shpërthimeve të qeta të llavës shumë të lëngshme, të ngjashme në përbërje me llavën e vullkaneve tokësore të Ishujve Havai. Gjurmët e hirit vullkanik në shpatet e maleve të tjera sugjerojnë se shpërthime katastrofike kanë ndodhur herë pas here në Mars.

Në të kaluarën, uji i rrjedhshëm luajti një rol të madh në formimin e relievit marsian. Në fazat e para të studimit, Marsi iu duk astronomëve një planet i shkretë dhe pa ujë, por kur sipërfaqja e Marsit u fotografua nga një distancë e afërt, rezultoi se në malësitë e vjetra shpesh ka gropa të mbetura sikur nga uji që rrjedh. Disa prej tyre duken sikur janë shpuar shumë vite më parë nga rrymat e stuhishme dhe të shpejta. Ndonjëherë ato shtrihen për qindra kilometra. Disa nga këto "përrua" kanë një moshë mjaft respektuese. Luginat e tjera janë shumë të ngjashme me shtretërit e lumenjve të qetë tokësorë. Ata ndoshta ia detyrojnë pamjen e tyre shkrirjes së akullit nëntokësor.

Disa informacione shtesë rreth Marsit mund të merren me metoda indirekte bazuar në studimet e satelitëve të tij natyrorë - Phobos dhe Deimos.

Satelitët e Marsit.

Hënat e Marsit u zbuluan më 11 dhe 17 gusht 1877 gjatë kundërshtimit të madh nga astronomi amerikan Asaph Hall. Satelitët morën emra të tillë nga mitologjia greke: Fobos dhe Deimos, bijtë e Ares (Marsit) dhe Afërditës (Venus), gjithmonë shoqëronin babanë e tyre. Përkthyer nga greqishtja, "phobos" do të thotë "frikë", dhe "deimos" do të thotë "tmerr".

Fobos. Deimos.

Të dy satelitët e Marsit lëvizin pothuajse saktësisht në rrafshin e ekuatorit të planetit. Me ndihmën e anijes kozmike u konstatua se Phobos dhe Deimos kanë një formë të çrregullt dhe në pozicionin e tyre orbital mbeten gjithmonë të kthyer nga planeti nga e njëjta anë. Dimensionet e Phobos janë rreth 27 km, dhe Deimos - rreth 15 km. Sipërfaqja e hënave të Marsit përbëhet nga minerale shumë të errëta dhe është e mbuluar me kratere të shumta. Njëri prej tyre - në Phobos ka një diametër prej rreth 5.3 km. Krateret ndoshta janë prodhuar nga bombardimi i meteorit; origjina e sistemit të brazdave paralele nuk dihet. Shpejtësia këndore e lëvizjes orbitale të Fobosit është aq e madhe sa, ndryshe nga ndriçuesit e tjerë, Fobosi ngrihet në perëndim, duke kapërcyer rrotullimin boshtor të planetit dhe vendoset në lindje.

Kërkimi i jetës në Mars.

Për një kohë të gjatë, kërkimi për forma të jetës jashtëtokësore u krye në Mars. Gjatë studimit të planetit me anije kozmike të serisë Viking, u kryen tre eksperimente komplekse biologjike: dekompozimi i pirolizës, shkëmbimi i gazit, dekompozimi i etiketës. Ato bazohen në përvojën e studimit të jetës tokësore. Eksperimenti i dekompozimit të pirolizës u bazua në përkufizimin e proceseve të fotosintezës që përfshijnë karbonin, eksperimenti i dekompozimit të etiketës u bazua në supozimin se uji është i nevojshëm për ekzistencë dhe eksperimenti i shkëmbimit të gazit mori parasysh që jeta marsiane duhet të përdorë ujin si tretës. Edhe pse të tre eksperimentet biologjike dhanë një rezultat pozitiv, ato ndoshta janë jo-biologjike në natyrë dhe mund të shpjegohen me reaksione inorganike të tretësirës ushqyese me materialin e natyrës marsiane. Pra, mund të përmbledhim se Marsi është një planet që nuk ka kushtet për shfaqjen e jetës.

konkluzioni

U njohëm me gjendjen aktuale të planetit tonë dhe planetët e grupit të Tokës. E ardhmja e planetit tonë, dhe në të vërtetë e gjithë sistemit planetar, nëse nuk ndodh asgjë e paparashikuar, duket e qartë. Probabiliteti që rendi i vendosur i planetëve të prishet nga ndonjë yll endacak është i vogël, madje edhe brenda disa miliardë viteve. Në të ardhmen e afërt, nuk duhet të priten ndryshime të forta në rrjedhën e energjisë diellore. Ka të ngjarë që epokat e akullnajave të përsëriten. Një person është në gjendje të ndryshojë klimën, por duke e bërë këtë, ai mund të bëjë një gabim. Kontinentet do të ngrihen dhe do të bien në epokat pasuese, por ne shpresojmë që proceset të jenë të ngadalta. Ndikimet masive të meteoritëve janë të mundshme herë pas here.

Por në pjesën më të madhe, sistemi diellor do të ruajë pamjen e tij aktuale.

Planifikoni.

1. Hyrje.

2. Mërkuri.

3. Venusi.

6. Përfundim.

7. Letërsia.

Planeti Mërkuri.

sipërfaqja e Mërkurit.

Planeti Venus.

Sipërfaqja e Venusit.

Planeti Tokë.

Sipërfaqja e tokës.

Planeti Mars.

Sipërfaqja e Marsit.

Vullkani Olimp

Kreneva Evgenia

Punimi përshkruan planetët që i përkasin grupit të Tokës. Kushtet në këto planete, të tyre tipare të përbashkëta, si dhe tiparet e secilit planet.

Shkarko:

Pamja paraprake:

Për të përdorur pamjen paraprake të prezantimeve, krijoni një llogari (llogari) Google dhe regjistrohuni: https://accounts.google.com

Titrat e rrëshqitjeve:

PLANETET E GRUPIT TOKËSOR Prezantim mbi astronominë Përgatitur nga një nxënëse e klasës së 11-të Kreneva Evgenia GBOU shkolla e mesme nr. 8 e Moskës

SISTEM DIELLOR

Planetët tokësorë Këta janë katër planetët e sistemit diellor: Mërkuri, Venusi, Toka dhe Marsi. Ata quhen gjithashtu planetë të brendshëm, në ndryshim nga planetët e jashtëm - planetët gjigantë.

Planetët tokësorë kanë një densitet të lartë dhe përbëhen kryesisht nga silikate dhe metalike, si dhe oksigjen, silikon, hekur, magnez, alumin dhe elementë të tjerë të rëndë. Planeti më i madh i grupit tokësor është Toka, por është më shumë se 14 herë inferior në masë ndaj planetit më pak masiv të gazit - Uranit. Të gjithë planetët e grupit tokësor kanë strukturën e mëposhtme: - në qendër, bërthama është prej hekuri me një përzierje nikeli, - manteli, përbëhet nga silikate, - korja, e formuar si rezultat i shkrirjes së pjesshme të mantelit. dhe gjithashtu përbëhet nga shkëmbinj silikat, por të pasuruar me elementë të papajtueshëm. Nga planetët tokësorë, Mërkuri nuk ka kore, gjë që shpjegohet me shkatërrimin e tij si rezultat i bombardimeve të meteoritëve.

MËRKURI Është më afër diellit. Ekzistenca e këtij planeti përmendet në shkrimet e lashta sumeriane, të cilat datojnë në mijëvjeçarin e tretë para Krishtit. Emri i këtij planeti është mirënjohës për panteonin romak Merkurit, shenjt mbrojtës i tregtarëve, i cili kishte edhe homologun e tij grek - Hermes. Mërkuri qarkullon plotësisht diellin në tetëdhjetë e tetë ditë tokësore. Ai udhëton rreth boshtit të tij në më pak se gjashtëdhjetë ditë, që sipas standardeve të Mërkurit është dy të tretat e vitit. Temperatura në sipërfaqen e Mërkurit mund të luhatet shumë fuqishëm - nga + 430 gradë në anën e diellit dhe deri në + 180 gradë në anën e hijes. Në sistemin tonë diellor, këto pika janë më të fortat.

MERKURI Në Merkur, mund të vërehet një fenomen kaq i pazakontë, i cili quhet efekti Joshua. Kur dielli në Mërkur arrin një pikë të caktuar, ai ndalet dhe fillon të shkojë në drejtim të kundërt, dhe jo si në Tokë - ai duhet të rrotullojë rrethin e plotë rreth planetit. Mërkuri është planeti më i vogël në grupin e Tokës. Ai është inferior në madhësi edhe ndaj satelitëve më të mëdhenj të planetëve Jupiter dhe Saturn. Sipërfaqja e Mërkurit është e ngjashme me sipërfaqen e Hënës - e gjitha e shpërndarë me kratere. Dallimi i vetëm me sipërfaqen hënore është se Mërkuri ka shpate të shumta të pjerrëta të thepisura që mund të shtrihen për shumë qindra kilometra. Këto skarpame u formuan si rezultat i ngjeshjes kur planeti u ftoh.

MERKURI Një nga pjesët më të njohura dhe më të dukshme të planetit është e ashtuquajtura Rrafshina e nxehtësisë. Ky është një krater që ka marrë emrin nga afërsia me "gjatësitë e nxehta". Krateri ka një diametër prej një mijë e treqind kilometrash. Me shumë mundësi, trup qiellor, i cili në kohët e lashta e bëri këtë krater, kishte një diametër prej të paktën njëqind kilometrash. Falë gravitetit, Mërkuri kap edhe grimcat e erës diellore, të cilat nga ana e tyre e bëjnë atmosferën rreth Mërkurit mjaft të rrallë. Dhe ato zëvendësohen çdo dyqind ditë. Përveç kësaj, ky planet është planeti më i shpejtë në sistemin tonë. Shpejtësia mesatare e rrotullimit të tij rreth diellit është rreth dyzet e shtatë kilometra e gjysmë në sekondë, që është dy herë më e shpejtë se Toka.

VENUSA Atmosfera e Venusit është mjaft agresive, sepse ajo ka një temperaturë shumë të lartë në raport me Tokën dhe ka re helmuese në qiell. Atmosfera e Venusit përbëhet kryesisht vetëm nga dioksidi i karbonit. Nëse e gjeni veten në atmosferën e këtij planeti, atëherë presioni do të jetë rreth tetëdhjetë e pesë kg për 1 centimetër katror. Në atmosferën e Tokës, presioni do të jetë tetëdhjetë e pesë herë më pak. Nëse hidhni një monedhë në atmosferën e Venusit, ajo do të bjerë, sikur në një shtresë uji. Kështu, ecja në sipërfaqen e këtij planeti është po aq e vështirë sa ecja në fund të oqeanit. Dhe nëse, Zoti na ruajt, era ngrihet në Venus, atëherë ajo do t'ju mbajë si një valë deti që mbart një çip.

VENUSA Atmosfera e këtij planeti është 96% dioksid karboni. Kjo është ajo që krijon efektin serë. Sipërfaqja e planetit nxehet nga dielli dhe nxehtësia e krijuar nuk mund të shpërndahet në hapësirë, sepse reflektohet nga një shtresë e dioksidit të karbonit. Kjo është arsyeja pse temperatura e këtij planeti është rreth katërqind e tetëdhjetë gradë, si në një furrë.

VENUSA Mijëra vullkane mbulojnë sipërfaqen e Venusit. Fantastët e përshkruan Venusin si të ngjashme me Tokën. Besohej se Venusi ishte i mbuluar me re. Kjo do të thotë se kënetat duhet të mbulojnë sipërfaqen e këtij planeti. Pra, me siguri ka një klimë shumë me shi, e cila çon në shumë re dhe lagështi të lartë. Në realitet, gjithçka është krejtësisht ndryshe - në fillim të viteve shtatëdhjetë, Bashkimi dërgoi anije kozmike në sipërfaqen e Venusit, gjë që sqaroi situatën. Doli se sipërfaqja e këtij planeti është e përbërë nga shkretëtira të vazhdueshme shkëmbore, ku nuk ka absolutisht ujë. Sigurisht, në një temperaturë kaq të lartë, nuk mund të ketë kurrë ujë.

Toka Toka renditet e pesta për nga madhësia dhe masa midis planetëve kryesorë, por nga planetët tokësorë, është më i madhi. Dallimi i tij më i rëndësishëm nga planetët e tjerë të sistemit diellor është ekzistenca e jetës në të, e cila ka arritur formën e saj më të lartë, inteligjente me ardhjen e njeriut. Sipas koncepteve moderne kozmogonike, Toka u formua rreth 4.5 miliardë vjet më parë nga kondensimi gravitacional nga substanca gaz-pluhur e shpërndarë në hapësirën afër diellit, e cila përmban të gjithë elementët kimikë të njohur në natyrë.

Toka Formimi i Tokës u shoqërua me diferencimin e materies, gjë që u lehtësua nga ngrohja graduale e brendësisë së tokës, kryesisht për shkak të nxehtësisë së çliruar gjatë kalbjes. elementet radioaktive(uraniumi, toriumi, kaliumi etj.). Rezultati i këtij diferencimi ishte ndarja e Tokës në shtresa të vendosura në mënyrë koncentrike - gjeosfera, të ndryshme në përbërjen kimike, gjendja e grumbullimit dhe vetitë fizike. Në qendër u formua bërthama e Tokës, e rrethuar nga një mantel. Nga përbërësit më të lehtë dhe më të shkrirë të materies, të lëshuar nga manteli në proceset e shkrirjes, u ngrit korja e tokës, e vendosur mbi mantel. Tërësia e këtyre gjeosferave të brendshme, e kufizuar nga të ngurta sipërfaqen e tokës, nganjëherë referuar si Toka "e ngurtë".

TOKA Toka "e ngurtë" përmban pothuajse të gjithë masën e planetit. Përtej kufijve të saj janë gjeosferat e jashtme - uji (hidrosfera) dhe ajri (atmosfera), të cilat u formuan nga avujt dhe gazrat e lëshuar nga zorrët e Tokës gjatë degazimit të mantelit. Diferencimi i substancës së manteleve të Tokës dhe rimbushja e produkteve të diferencimit të kores së tokës, predhave të ujit dhe ajrit ndodhi gjatë gjithë historisë gjeologjike dhe vazhdon edhe sot e kësaj dite.

MARSI Ky planet është emëruar sipas zotit të famshëm të Luftës në Romë, sepse ngjyra e këtij planeti është shumë e ngjashme me ngjyrën e gjakut. Ky planet quhet edhe “planeti i kuq”. Besohet se kjo ngjyrë e planetit lidhet me oksidin e hekurit, i cili është i pranishëm në atmosferën e Marsit. Marsi është planeti i shtatë më i madh në sistemin diellor. Konsiderohet të jetë shtëpia e Luginës së Marinerit - një kanion që është shumë më i gjatë dhe më i thellë se kanioni i famshëm i madh në SHBA. Meqë ra fjala, në Mars ka male, të cilat nuk janë të pakta dhe lartësia e këtyre maleve ndonjëherë është shumë më e lartë se Everesti ynë. Këtu, nga rruga, ekziston edhe Olimpi - mali më i lartë dhe më i famshëm në të gjithë sistemin diellor.

MARS Marsi ka vullkanet më të mëdha në sistemin diellor. Por atmosfera e këtij planeti është njëqind herë më pak e dendur se toka. Por edhe kjo është e mjaftueshme për të mbështetur sistemin e motit në planet - kjo do të thotë erë dhe re. Marsi ka një temperaturë mesatare prej minus gjashtëdhjetë gradë. Një vit në Mars = 687 ditë tokësore. Por një ditë në Mars është sa më afër që të jetë e mundur me një ditë tokësore - është 24 orë, 39 minuta. dhe 35 sek. Marsi ka një kore shumë të trashë - rreth pesëdhjetë kilometra në seksion kryq. Marsi ka gjithashtu dy hëna, Deimos dhe Phobos.

Faleminderit per vemendjen!

Prezantimi

Ndër trupat e shumtë qiellorë të studiuar nga astronomia moderne, planetët zënë një vend të veçantë. Në fund të fundit, ne të gjithë e dimë shumë mirë se Toka në të cilën jetojmë është një planet, kështu që planetët janë trupa, në thelb të ngjashëm me Tokën tonë.

Por në botën e planetëve, ne nuk do të takojmë as dy që janë plotësisht të ngjashëm me njëri-tjetrin. Shumëllojshmëria e kushteve fizike në planetë është shumë e madhe. Distanca e planetit nga Dielli (dhe rrjedhimisht sasia e nxehtësisë diellore dhe temperatura e sipërfaqes), madhësia e tij, stresi i gravitetit në sipërfaqe, orientimi i boshtit të rrotullimit, i cili përcakton ndryshimin e stinëve, praninë dhe përbërjen e atmosfera, struktura e brendshme dhe shumë veti të tjera janë të ndryshme për secilin nëntë planetë në sistemin diellor.

Duke folur për shumëllojshmërinë e kushteve në planet, ne mund të kuptojmë më mirë ligjet e zhvillimit të tyre dhe të zbulojmë marrëdhënien e tyre midis vetive të caktuara të planetëve. Kështu, për shembull, aftësia e tij për të mbajtur një atmosferë të një përbërje ose një tjetër varet nga madhësia, masa dhe temperatura e planetit, dhe prania e atmosferës, nga ana tjetër, ndikon në regjimin termik të planetit.

Siç tregon studimi i kushteve në të cilat është e mundur origjina dhe zhvillimi i mëtejshëm i materies së gjallë, vetëm në planet mund të kërkojmë shenja të ekzistencës së jetës organike. Prandaj studimi i planetëve, përveç interesit të përgjithshëm, ka një rëndësi të madhe edhe nga pikëpamja e biologjisë hapësinore.

Studimi i planetëve ka një rëndësi të madhe, përveç astronomisë, për fusha të tjera të shkencës, kryesisht shkencat e tokës - gjeologjia dhe gjeofizika, si dhe për kozmogoninë - shkenca e origjinës dhe zhvillimit të trupave qiellorë, duke përfshirë Tokën tonë. .

Planetët tokësorë përfshijnë planetët: Mërkuri, Venusi, Toka dhe Marsi.

Mërkuri.

Informacion i pergjithshem.

Mërkuri është planeti më i afërt me Diellin në sistemin diellor. Distanca mesatare nga Mërkuri në Diell është vetëm 58 milion km. Ndër planetët e mëdhenj, ai ka dimensionet më të vogla: diametri i tij është 4865 km (0.38 e diametrit të Tokës), masa e tij është 3.304 * 10 23 kg (0.055 e masës së Tokës ose 1: 6025000 e masës së dielli); dendësia mesatare 5,52 g/cm 3 . Mërkuri është një yll i ndritshëm, por nuk është aq e lehtë ta shohësh atë në qiell. Fakti është se, duke qenë afër Diellit, Mërkuri është gjithmonë i dukshëm për ne jo shumë larg diskut diellor, duke u larguar prej tij ose në të majtë (në lindje), pastaj në të djathtë (në perëndim) vetëm një distancë të shkurtër , e cila nuk i kalon 28 O. Prandaj, mund të shihet vetëm në ato ditë të vitit kur largohet nga Dielli në distancën e tij më të madhe. Le të, për shembull, Mërkuri u largua nga Dielli në të majtë. Dielli dhe të gjithë ndriçuesit në lëvizjen e tyre të përditshme notojnë nëpër qiell nga e majta në të djathtë. Prandaj, Dielli perëndon fillimisht dhe pas pak më shumë se një ore perëndon Mërkuri dhe ne duhet ta kërkojmë këtë planet poshtë horizontit perëndimor.

Trafiku.

Mërkuri lëviz rreth Diellit në një distancë mesatare prej 0,384 njësi astronomike (58 milionë km) në një orbitë eliptike me një ekscentricitet të madh e-0,206; në perihelion, distanca nga Dielli është 46 milion km, dhe në aphelion, 70 milion km. Planeti bën një fluturim të plotë rreth Diellit në tre muaj Tokë ose 88 ditë me një shpejtësi prej 47.9 km/s. Duke lëvizur përgjatë rrugës së tij rreth Diellit, Mërkuri në të njëjtën kohë rrotullohet rreth boshtit të tij në mënyrë që njëra dhe e njëjta gjysmë e tij të jetë gjithmonë përballë Diellit. Kjo do të thotë se është gjithmonë ditë në njërën anë të Mërkurit dhe natë në anën tjetër. Në vitet '60. duke përdorur vëzhgimet e radarit, u zbulua se Mërkuri rrotullohet rreth boshtit në drejtimin përpara (d.m.th., si në lëvizjen orbitale) me një periudhë prej 58,65 ditësh (në raport me yjet). Gjatësia e një dite diellore në Mërkur është 176 ditë. Ekuatori është i prirur nga rrafshi i orbitës së tij me 7°. Shpejtësia këndore e rrotullimit boshtor të Mërkurit është 3/2 e orbitales dhe korrespondon me shpejtësinë këndore të lëvizjes së tij në orbitë kur planeti është në perihelion. Bazuar në këtë, mund të supozohet se shpejtësia e rrotullimit të Mërkurit është për shkak të forcave të baticës nga Dielli.

Atmosferë.

Mërkuri ka të ngjarë të jetë i lirë nga një atmosferë, megjithëse polarizimi dhe vëzhgimet spektrale tregojnë praninë e një atmosfere të zbehtë. Me ndihmën e Mariner-10, u konstatua prania e një mbështjellësi të gaztë shumë të rrallë pranë Mërkurit, i përbërë kryesisht nga helium. Kjo atmosferë është në ekuilibër dinamik: çdo atom helium qëndron në të për rreth 200 ditë, pas së cilës ai largohet nga planeti dhe një grimcë tjetër nga plazma e erës diellore zë vendin e saj. Përveç heliumit, në atmosferën e Mërkurit është gjetur një sasi e parëndësishme hidrogjeni. Është rreth 50 herë më i vogël se heliumi.

Doli gjithashtu se Mërkuri ka një fushë magnetike të dobët, forca e së cilës është vetëm 0.7% e tokës. Pjerrësia e boshtit të dipolit ndaj boshtit të rrotullimit të Mërkurit është 12 0 (toka është 11 0)

Presioni në sipërfaqen e planetit është afërsisht 500 miliardë herë më i vogël se ai në sipërfaqen e Tokës.

Temperatura.

Mërkuri është shumë më afër Diellit sesa Toka. Prandaj, Dielli mbi të shkëlqen dhe ngrohet 7 herë më i fortë se i yni. Në ditën e Mërkurit, është tmerrësisht nxehtë, ka ferr të përjetshëm. Matjet tregojnë se temperatura atje ngrihet në 400 O mbi zero. Por në anën e natës duhet të ketë gjithmonë një ngricë të fortë, e cila ndoshta arrin 200 O dhe madje 250 O nën zero. Rezulton se gjysma e saj është një shkretëtirë me gurë të nxehtë, dhe gjysma tjetër është një shkretëtirë e akullt, ndoshta e mbuluar me gazra të ngrirë.

Sipërfaqe.

Nga trajektorja e fluturimit të anijes hapësinore Mariner 10 në 1974, më shumë se 40% e sipërfaqes së Mërkurit u fotografua me një rezolucion nga 4 mm në 100 m, gjë që bëri të mundur shikimin e Merkurit në të njëjtën mënyrë si Hëna në errësirë ​​nga Toka. Bollëku i kratereve është tipari më i dukshëm i sipërfaqes së tij, i cili në shikim të parë mund të krahasohet me hënën.

Në të vërtetë, morfologjia e kratereve është e përafërt me atë të hënës dhe origjina e ndikimit të tyre është e padyshimtë: në shumicën e tyre, gjurmët e nxjerrjes së materialit të grimcuar pas goditjes janë të dukshme me formimin në disa raste të rrezeve karakteristike të shndritshme dhe një fusha e kratereve dytësore. Shumë kratere kanë një tumë qendrore dhe një strukturë me tarraca të shpatit të brendshëm. Është interesante se jo vetëm pothuajse të gjithë krateret e mëdhenj me një diametër prej më shumë se 40-70 km kanë karakteristika të tilla, por edhe një numër shumë më i madh krateresh më të vegjël, brenda 5-70 km (sigurisht, ne po flasim për kratere të ruajtura mirë). . Këto karakteristika mund t'i atribuohen si energjisë kinetike më të madhe të trupave që bien në sipërfaqe, ashtu edhe vetë materialit sipërfaqësor.

Shkalla e erozionit dhe zbutjes së kratereve është e ndryshme. Në përgjithësi, krateret e Mërkurit janë më pak të thella se krateret hënore, gjë që mund të shpjegohet edhe me energjinë më të madhe kinetike të meteoritëve për shkak të përshpejtimit më të madh të gravitetit në Merkur sesa në Hënë. Prandaj, krateri i goditjes mbushet në mënyrë më efikase me material të hedhur. Për të njëjtën arsye, krateret dytësore ndodhen më afër atij qendror sesa në Hënë, dhe depozitat e materialit të grimcuar maskojnë format kryesore të tokës në një masë më të vogël. Vetë krateret dytësore janë më të thella se ato hënore, gjë që përsëri shpjegohet me faktin se fragmentet që bien në sipërfaqe përjetojnë një përshpejtim më të madh të gravitetit.

Ashtu si në Hënë, është e mundur, në varësi të relievit, të dallohen rajonet "kontinentale" kryesisht të pabarabarta dhe shumë më të buta "detare". Këto të fundit janë kryesisht zgavra, të cilat, megjithatë, janë shumë më të vogla se në Hënë, madhësitë e tyre zakonisht nuk kalojnë 400-600 km. Përveç kësaj, disa pellgje vështirë se dallohen në sfondin e relievit përreth. Përjashtim bën pellgu i gjerë i përmendur Kanoris (Deti i nxehtësisë) me një gjatësi prej rreth 1300 km, që të kujton Detin e njohur të Shirave në Hënë.

Në pjesën mbizotëruese kontinentale të sipërfaqes së Mërkurit, mund të dallohen të dyja zonat me kratere shumë, me shkallën më të lartë të degradimit të kratereve, dhe pllajat e vjetra ndërkratere që zënë territore të gjera, gjë që tregon një vullkanizëm antik të zhvilluar gjerësisht. Këto janë format e tokës më të lashta të mbijetuara të planetit. Sipërfaqet e niveluara të pellgjeve janë padyshim të mbuluara me shtresën më të trashë të shkëmbinjve të grimcuar - regolit. Së bashku me një numër të vogël krateresh, ka kreshta të palosur që ngjajnë me ato të hënës. Disa nga zonat e sheshta ngjitur me pellgjet janë formuar ndoshta gjatë depozitimit të materialit të nxjerrë prej tyre. Në të njëjtën kohë, prova mjaft të qarta të origjinës së tyre vullkanike u gjetën për shumicën e fushave, por ky është vullkanizëm i një kohe të mëvonshme sesa në pllajat ndërkratere. Një studim i kujdesshëm zbulon një tjetër veçori interesante që hedh dritë mbi historinë e formimit të planetit. Bëhet fjalë për gjurmë karakteristike të aktivitetit tektonik në shkallë globale në formën e parvazeve specifike të pjerrëta, ose shpateve të skarpateve. Skarpat kanë një gjatësi prej 20-500 km dhe një lartësi të shpateve nga disa qindra metra në 1-2 km. Në morfologjinë dhe gjeometrinë e tyre të vendndodhjes në sipërfaqe, ato ndryshojnë nga këputjet dhe prishjet e zakonshme tektonike të vëzhguara në Hënë dhe Mars, dhe më tepër të formuara për shkak të shtytjeve, shtresimeve për shkak të stresit në shtresa sipërfaqësore, e cila u ngrit gjatë ngjeshjes së Mërkurit. Këtë e dëshmon zhvendosja horizontale e kreshtave të disa kratereve.

Disa nga skarpat u bombarduan dhe u shkatërruan pjesërisht. Kjo do të thotë se ato u formuan më herët se krateret në sipërfaqen e tyre. Nga ngushtimi i erozionit të këtyre kratereve, mund të konkludohet se ngjeshja e kores ka ndodhur gjatë formimit të "deteve" rreth 4 miliardë vjet më parë. Arsyeja më e mundshme për tkurrjen, me sa duket, duhet të konsiderohet fillimi i ftohjes së Mërkurit. Sipas një supozimi tjetër interesant të paraqitur nga një numër ekspertësh, një mekanizëm alternativ për aktivitetin e fuqishëm tektonik të planetit gjatë kësaj periudhe mund të jetë një ngadalësim baticor i rrotullimit të planetit me rreth 175 herë: nga vlera e vlerësuar fillimisht prej rreth 8 orësh. deri në 58.6 ditë.

Venusi.

Informacion i pergjithshem.

Afërdita është planeti i dytë më i afërt me Diellin, pothuajse me të njëjtën madhësi si Toka dhe masa e tij është më shumë se 80% e masës së Tokës. Për këto arsye, Venusi nganjëherë quhet binjakja ose motra e Tokës. Megjithatë, sipërfaqja dhe atmosfera e këtyre dy planetëve janë krejtësisht të ndryshme. Toka ka lumenj, liqene, oqeane dhe atmosferën që ne thithim. Venusi është një planet i nxehtë përvëlues me një atmosferë të dendur që do të ishte fatale për njerëzit. Distanca mesatare nga Venusi në Diell është 108.2 milion km; është praktikisht konstante, pasi orbita e Venusit është më afër një rrethi sesa planeti ynë. Venusi merr nga Dielli më shumë se dy herë më shumë dritë dhe nxehtësi sesa Toka. Sidoqoftë, në anën e hijes, Venusi dominohet nga një ngricë prej më shumë se 20 gradë nën zero, pasi rrezet e diellit nuk bien këtu për një kohë shumë të gjatë. Planeti ka një atmosferë shumë të dendur, të thellë dhe shumë të vrenjtur, duke na penguar të shohim sipërfaqen e planetit. Atmosfera (predha e gazit) u zbulua nga M. V. Lomonosov në 1761, i cili gjithashtu tregoi ngjashmërinë e Venusit me Tokën. Planeti nuk ka satelitë.

Trafiku.

Venusi ka një orbitë pothuajse rrethore (ekscentriciteti 0,007), të cilën e anashkalon në 224,7 ditë tokësore me një shpejtësi prej 35 km/sek. në një distancë prej 108.2 milion km nga Dielli. Venusi rrotullohet rreth boshtit të saj në 243 ditë tokësore - koha maksimale midis të gjithë planetëve. Venusi rrotullohet rreth boshtit të saj në drejtim të kundërt, domethënë në drejtim të kundërt me orbitën e saj. Ky rrotullim i ngadaltë dhe i kundërt do të thotë që, siç shihet nga Venusi, Dielli lind dhe perëndon vetëm dy herë në vit, pasi një ditë Venusiane është e barabartë me 117 ditë tokësore. Boshti i rrotullimit të Venusit është pothuajse pingul me rrafshin orbital (anim 3 °), kështu që nuk ka stinë të vitit - një ditë është e ngjashme me tjetrën, ka të njëjtën kohëzgjatje dhe të njëjtin mot. Kjo uniformitet i motit përmirësohet më tej nga specifika e atmosferës Venusiane - efekti i saj i fortë serë. Gjithashtu, Venusi, ashtu si Hëna, ka fazat e veta.

Temperatura.

Temperatura është rreth 750 K në të gjithë sipërfaqen si ditën ashtu edhe natën. Arsyeja për një temperaturë kaq të lartë pranë sipërfaqes së Venusit është efekti serë: rrezet e diellit relativisht lehtë kalojnë nëpër retë e atmosferës së tij dhe ngrohin sipërfaqen e planetit, por rrezatimi termik infra i kuq i vetë sipërfaqes del përmes atmosferës. kthehet në hapësirë ​​me shumë vështirësi. Në Tokë, ku sasia e dioksidit të karbonit në atmosferë është e ulët, efekti natyror i serrës e rrit temperaturën globale me 30°C, ndërsa në Venus e ngre temperaturën me 400°C të tjera. Duke studiuar pasojat fizike të efektit më të fortë të serrës në Venus, ne kemi një ide të mirë për rezultatet që akumulimi i nxehtësisë së tepërt në Tokë, i shkaktuar nga përqendrimi në rritje i dioksidit të karbonit në atmosferë për shkak të djegies së lëndëve djegëse fosile. - qymyri dhe nafta, mund të çojnë në.

Në vitin 1970, anija e parë kozmike që u ul në Venus mund të duronte nxehtësinë e madhe vetëm për rreth një orë, por kjo ishte vetëm koha e mjaftueshme për të dërguar të dhëna mbi kushtet e sipërfaqes.

Atmosferë.

Atmosfera enigmatike e Venusit ka qenë pjesa qendrore e programit të eksplorimit robotik për dy dekadat e fundit. Aspektet më të rëndësishme të kërkimit të saj ishin përbërja kimike, struktura vertikale dhe dinamika e mjedisit ajror. Shumë vëmendje iu kushtua mbulesës së reve, e cila luan rolin e një pengese të pakapërcyeshme për depërtimin e valëve elektromagnetike optike në atmosferë. Gjatë filmimit të Venusit në televizion, ishte e mundur të merrej një imazh vetëm i mbulesës së reve. Thatësira e jashtëzakonshme e ajrit dhe efekti i tij fenomenal i serrës, për shkak të të cilit temperatura aktuale e sipërfaqes dhe shtresave të poshtme të troposferës doli të ishte më shumë se 500 mbi efektin (ekuilibrin) ishin të pakuptueshme.

Atmosfera e Venusit është jashtëzakonisht e nxehtë dhe e thatë për shkak të efektit të serrës. Është një batanije e dendur e dioksidit të karbonit që ruan nxehtësinë që vjen nga dielli. Si rezultat, një sasi e madhe e energjisë termike grumbullohet. Presioni në sipërfaqe është 90 bar (si në detet e tokës në një thellësi prej 900 m). Anijet kozmike ato duhet të projektohen për t'i bërë ballë forcës dërrmuese, dërrmuese të atmosferës.

Atmosfera e Venusit përbëhet kryesisht nga dioksidi i karbonit (CO 2) -97%, i cili është në gjendje të veprojë si një lloj batanije, duke bllokuar nxehtësinë e diellit, si dhe një sasi të vogël azoti (N 2) -2.0% , avujt e ujit (H 2 O) -0,05% dhe oksigjeni (O) -0,1%. Acidi klorhidrik (HCl) dhe acidi fluorik (HF) u gjetën si papastërti të vogla. Sasia totale e dioksidit të karbonit në Venus dhe Tokë është afërsisht e njëjtë. Vetëm në Tokë është i lidhur në shkëmbinj sedimentarë dhe pjesërisht absorbohet nga masat ujore të oqeaneve, ndërsa në Venus është e gjitha e përqendruar në atmosferë. Gjatë ditës, sipërfaqja e planetit ndriçohet nga rrezet e diellit të shpërndara me afërsisht të njëjtin intensitet si në një ditë me re në Tokë. Shumë vetëtima janë parë në Venus gjatë natës.

Retë e Venusit përbëhen nga pika mikroskopike të acidit sulfurik të përqendruar (H 2 SO 4). Shtresa e sipërme e reve është 90 km larg nga sipërfaqja, temperatura atje është rreth 200 K; shtresa e poshtme është 30 km larg, temperatura është rreth 430 K. Edhe më e ulët është aq e nxehtë sa nuk ka re. Sigurisht, nuk ka ujë të lëngshëm në sipërfaqen e Venusit. Atmosfera e Venusit në nivelin e shtresës së sipërme të reve rrotullohet në të njëjtin drejtim si sipërfaqja e planetit, por shumë më shpejt, duke bërë një revolucion në 4 ditë; ky fenomen quhet superrotacion dhe ende nuk është gjetur asnjë shpjegim për të.

Sipërfaqe.

Sipërfaqja e Venusit është e mbuluar me qindra mijëra vullkane. Ka disa shumë të mëdha: 3 km të larta dhe 500 km të gjera. Por shumica e vullkaneve janë 2-3 km të gjerë dhe rreth 100 m të larta. Derdhja e llavës në Venus zgjat shumë më tepër sesa në Tokë. Afërdita është shumë e nxehtë për të ndodhur akulli, shiu ose stuhitë, kështu që nuk ka mot të rëndësishëm (moti). Kjo do të thotë se vullkanet dhe krateret pothuajse nuk kanë ndryshuar që kur janë formuar miliona vjet më parë.

Venusi është i mbuluar me gurë të fortë. Lava e nxehtë qarkullon poshtë tyre, duke shkaktuar tension në një shtresë të hollë sipërfaqësore. Lava po shpërthen vazhdimisht nga vrimat dhe çarjet në shkëmbinj të fortë. Përveç kësaj, vullkanet lëshojnë vazhdimisht avionë pikash të vogla të acidit sulfurik. Në disa vende, llava e trashë, që rrjedh gradualisht, grumbullohet në formën e pellgjeve të mëdha deri në 25 km të gjerë. Në vende të tjera, flluska të mëdha llave formohen në sipërfaqen e kupolës, të cilat më pas bien.

Në sipërfaqen e Venusit u gjet një shkëmb i pasur me kalium, uranium dhe torium, i cili në kushte tokësore nuk korrespondon me përbërjen e shkëmbinjve primar vullkanikë, por me ato dytësore që i janë nënshtruar përpunimit ekzogjen. Në vende të tjera, në sipërfaqe ndodhin rrënoja të trashë dhe material bllokues të shkëmbinjve të errët me densitet 2,7-2,9 g/cm dhe elementë të tjerë tipikë të bazalteve. Kështu, shkëmbinjtë sipërfaqësorë të Venusit rezultuan të ishin të njëjtë si në Hënë, Mërkur dhe Mars, shpërthyen shkëmbinj magmatikë të përbërjes bazë.

Dihet pak për brendësinë e Venusit. Ndoshta ka një bërthamë metalike që zë 50% të rrezes së saj. Por planeti nuk ka një fushë magnetike për shkak të rrotullimit të tij shumë të ngadaltë.

Afërdita nuk është aspak një botë mikpritëse, siç supozohej dikur. Me atmosferën e tij të dioksidit të karbonit, retë e acidit sulfurik dhe nxehtësinë e tmerrshme, ai është plotësisht i papërshtatshëm për njerëzit. Nën peshën e këtij informacioni, disa shpresa u shembën: në fund të fundit, më pak se 20 vjet më parë, shumë shkencëtarë e konsideruan Venusin si një objekt më premtues për hulumtimi i hapësirës sesa Marsi.

Toka.

Informacion i pergjithshem.

Toka është planeti i tretë nga Dielli në sistemin diellor. Forma e Tokës është afër një elipsoidi, e rrafshuar në pole dhe e shtrirë në zonën ekuatoriale. Rrezja mesatare e Tokës është 6371.032 km, polare - 6356.777 km, ekuatoriale - 6378.160 km. Pesha - 5,976 * 1024 kg. Dendësia mesatare e Tokës është 5518 kg/m³. Sipërfaqja e Tokës është 510.2 milion km², nga të cilat afërsisht 70.8% është në oqeane. Thellësia mesatare e saj është rreth 3.8 km, maksimumi ( Hendeku i Marianës në Oqeanin Paqësor) është e barabartë me 11.022 km; vëllimi i ujit është 1370 milion km³, kripësia mesatare është 35 g/l. Toka përbën përkatësisht 29.2%, dhe formon gjashtë kontinente dhe ishuj. Ngrihet mbi nivelin e detit mesatarisht 875 m; lartësia më e lartë (maja e Chomolungma në Himalaje) është 8848 m. Malet zënë më shumë se 1/3 e sipërfaqes së tokës. Shkretëtirat mbulojnë rreth 20% të sipërfaqes së tokës, savanat dhe pyjet e lehta - rreth 20%, pyjet - rreth 30%, akullnajat - mbi 10%. Mbi 10% e tokës është e zënë nga toka bujqësore.

Toka ka vetëm një satelit, Hënën.

Falë saj unike, ndoshta e vetmja në univers kushtet natyrore, Toka është bërë vendi ku lindi dhe u zhvillua jetë organike. Nga Sipas ideve moderne kozmogonike, planeti u formua afërsisht 4.6 - 4.7 miliardë vjet më parë nga një re protoplanetare e kapur nga tërheqja e Diellit. Formimi i shkëmbinjve të parë, më të lashtët të studiuar zgjati 100-200 milion vjet. Përafërsisht 3.5 miliardë vjet më parë, u krijuan kushte të favorshme për shfaqjen e jetës. Homo sapiens (homo sapiens) si specie u shfaq rreth gjysmë milioni vjet më parë, dhe formimi i llojit modern të njeriut i atribuohet kohës së tërheqjes së akullnajës së parë, domethënë rreth 40 mijë vjet më parë.

Trafiku.

Ashtu si planetët e tjerë, ai lëviz rreth Diellit në një orbitë eliptike, ekscentriciteti i së cilës është 0,017. Distanca nga Toka në Diell në pika të ndryshme të orbitës nuk është e njëjtë. Distanca mesatare është rreth 149.6 milion km. Në procesin e lëvizjes së planetit tonë rreth Diellit, rrafshi i ekuatorit të tokës lëviz paralel me vetveten në atë mënyrë që në disa pjesë të orbitës globi është i prirur nga Dielli me hemisferën e tij veriore, dhe në të tjera - me atë jugore të saj. Periudha e rrotullimit rreth Diellit është 365.256 ditë, me një rrotullim ditor - 23 orë 56 minuta. Boshti i rrotullimit të Tokës ndodhet në një kënd prej 66.5º në rrafshin e lëvizjes së saj rreth Diellit.

Atmosferë .

Atmosfera e Tokës përbëhet nga 78% nitrogjen dhe 21% oksigjen (ka shumë pak gazra të tjerë në atmosferë); është rezultat i një evolucioni të gjatë nën ndikimin e proceseve gjeologjike, kimike dhe biologjike. Ndoshta atmosfera e hershme e Tokës ishte e pasur me hidrogjen, i cili më pas shpëtoi. Degazimi i zorrëve mbushi atmosferën me dioksid karboni dhe avujt e ujit. Por avulli u kondensua në oqeane dhe dioksidi i karbonit u bllokua në shkëmbinj karbonat. Kështu, azoti mbeti në atmosferë dhe oksigjeni u shfaq gradualisht si rezultat i aktivitetit jetësor të biosferës. Edhe 600 milionë vjet më parë, përmbajtja e oksigjenit në ajër ishte 100 herë më e ulët se sot.

Planeti ynë është i rrethuar nga një atmosferë e madhe. Sipas temperaturës, përbërja dhe vetitë fizike të atmosferës mund të ndahen në shtresa të ndryshme. Troposfera është rajoni midis sipërfaqes së Tokës dhe një lartësie prej 11 km. Kjo është një shtresë mjaft e trashë dhe e dendur që përmban pjesën më të madhe të avullit të ujit në ajër. Pothuajse të gjitha dukuritë atmosferike që janë me interes të drejtpërdrejtë për banorët e Tokës ndodhin në të. Troposfera përmban re, reshje, etj. Shtresa që ndan troposferën nga shtresa tjetër atmosferike, stratosfera, quhet tropopauzë. Kjo është një zonë me temperatura shumë të ulëta.

Përbërja e stratosferës është e njëjtë me atë të troposferës, por ozoni shfaqet dhe përqendrohet në të. Jonosfera, domethënë shtresa e jonizuar e ajrit, formohet si në troposferë ashtu edhe në shtresat e poshtme. Ai pasqyron valët e radios me frekuencë të lartë.

Presioni i atmosferës në nivelin e sipërfaqes së oqeanit është afërsisht 0.1 MPa në kushte normale. Besohet se atmosfera e tokës ka ndryshuar shumë gjatë evolucionit: ajo është pasuruar me oksigjen dhe ka fituar një përbërje moderne si rezultat i ndërveprimit afatgjatë me shkëmbinjtë dhe me pjesëmarrjen e biosferës, d.m.th., bimëve dhe kafshëve. organizmave. Dëshmi se ndryshime të tilla kanë ndodhur vërtet janë, për shembull, depozitat e qymyrit dhe shtresat e trasha të depozitave karbonate në shkëmbinjtë sedimentarë, ato përmbajnë një sasi të madhe karboni, i cili dikur ishte pjesë e atmosferës së tokës në formën e dioksidit të karbonit dhe oksid karboni. Shkencëtarët besojnë se atmosfera e lashtë e ka origjinën nga produktet e gazta të shpërthimeve vullkanike; përbërja e tij gjykohet nga analiza kimike e mostrave të gazit "të murosur" në zgavrat e shkëmbinjve të lashtë. Mostrat e studiuara, të cilat janë afërsisht 3.5 miliardë vjet të vjetra, përmbajnë afërsisht 60% dioksid karboni, dhe 40% e mbetur janë komponime squfuri, amoniak, klorur hidrogjeni dhe fluor. Azoti dhe gazet inerte u gjetën në një sasi të vogël. I gjithë oksigjeni ishte i lidhur kimikisht.

Për proceset biologjike në Tokë, ozonosfera ka një rëndësi të madhe - shtresa e ozonit e vendosur në një lartësi prej 12 deri në 50 km. Zona mbi 50-80 km quhet jonosferë. Atomet dhe molekulat në këtë shtresë jonizohen intensivisht nga rrezatimi diellor, në veçanti nga rrezatimi ultravjollcë. Nese jo shtresa e ozonit, flukset e rrezatimit do të arrinin në sipërfaqen e Tokës, duke shkaktuar shkatërrim në organizmat e gjallë të pranishëm atje. Më në fund, në distanca më të mëdha se 1000 km, gazi është aq i rrallë saqë përplasjet midis molekulave pushojnë së luajturi një rol të rëndësishëm dhe atomet janë më shumë se gjysma e jonizuar. Në një lartësi prej rreth 1,6 dhe 3,7 rrezet e Tokës janë brezi i parë dhe i dytë i rrezatimit.

Struktura e planetit.

Rolin kryesor në studimin e strukturës së brendshme të Tokës e luajnë metodat sizmike të bazuara në studimin e përhapjes në trashësinë e saj të valëve elastike (gjatësore dhe tërthore) që ndodhin gjatë ngjarjeve sizmike - gjatë tërmeteve natyrore dhe si rezultat. të shpërthimeve. Bazuar në këto studime, Toka ndahet në mënyrë konvencionale në tre rajone: korja, manteli dhe bërthama (në qendër). Shtresa e jashtme - korja - ka një trashësi mesatare prej rreth 35 km. Llojet kryesore të kores së tokës janë kontinentale (kontinentale) dhe oqeanike; në zonën e tranzicionit nga kontinenti në oqean, zhvillohet një lloj kore e ndërmjetme. Trashësia e kores ndryshon në një gamë mjaft të gjerë: korja oqeanike (duke marrë parasysh shtresën e ujit) ka një trashësi prej rreth 10 km, ndërsa trashësia e kores kontinentale është dhjetëra herë më e madhe. Depozitat sipërfaqësore zënë një shtresë rreth 2 km të trashë. Nën to është një shtresë graniti (në kontinente trashësia e saj është 20 km), dhe më poshtë - rreth 14 km (si në kontinente ashtu edhe në oqeane) shtresa bazalt (korja e poshtme). Dendësia në qendër të Tokës është rreth 12.5 g/cm³. Dendësia mesatare është: 2,6 g / cm³ - në sipërfaqen e Tokës, 2,67 g / cm³ - për granit, 2,85 g / cm³ - për bazalt.

Në një thellësi prej rreth 35 deri në 2885 km, shtrihet manteli i Tokës, i cili quhet edhe guaska silikate. Ajo ndahet nga korja nga një kufi i mprehtë (i ashtuquajturi kufi Mohorovich), më i thellë se i cili shpejtësitë e valëve sizmike elastike gjatësore dhe tërthore, si dhe dendësia mekanike, rriten papritur. Dendësia në mantel rritet me rritjen e thellësisë nga rreth 3.3 në 9.7 g/cm3. Pllaka të gjera litosferike ndodhen në kore dhe (pjesërisht) në mantel. Lëvizjet e tyre laike jo vetëm që përcaktojnë zhvendosjen e kontinenteve, e cila ndikon dukshëm në pamjen e Tokës, por gjithashtu lidhen me vendndodhjen e zonave sizmike në planet. Një kufi tjetër i zbuluar me metoda sizmike (kufiri i Gutenbergut) - midis mantelit dhe bërthamës së jashtme - ndodhet në një thellësi prej 2775 km. Ajo ka shpejtësi valët gjatësore bie nga 13,6 km/s (në mantel) në 8,1 km/s (në bërthamë), dhe shpejtësia e valëve tërthore zvogëlohet nga 7,3 km/s në zero. Kjo e fundit do të thotë që bërthama e jashtme është e lëngshme. Sipas koncepteve moderne, bërthama e jashtme përbëhet nga squfur (12%) dhe hekur (88%). Së fundi, në thellësi më të mëdha se 5120 km, metodat sizmike zbulojnë praninë e një bërthame të brendshme të ngurtë, e cila përbën 1.7% të masës së Tokës. Me sa duket, kjo është një aliazh hekur-nikel (80% Fe, 20% Ni).

Fusha gravitacionale e Tokës përshkruhet me saktësi të lartë nga ligji gravitetit Njutoni. Përshpejtimi renie e lire mbi sipërfaqen e Tokës përcaktohet nga forca gravitacionale dhe centrifugale për shkak të rrotullimit të Tokës. Përshpejtimi i rënies së lirë në sipërfaqen e planetit është 9.8 m/s².

Toka gjithashtu ka një magnetike fushat elektrike. Fusha magnetike mbi sipërfaqen e Tokës përbëhet nga një pjesë konstante (ose që ndryshon mjaft ngadalë) dhe një pjesë e ndryshueshme; kjo e fundit zakonisht quhet variacione të fushës magnetike. Fusha kryesore magnetike ka një strukturë afër dipolit. Momenti i dipolit magnetik i Tokës, i barabartë me 7,98T10^25 njësi cgsm, është i drejtuar afërsisht i kundërt me atë mekanik, megjithëse aktualisht polet magnetike janë disi të zhvendosur në lidhje me ato gjeografike. Pozicioni i tyre, megjithatë, ndryshon me kalimin e kohës, dhe megjithëse këto ndryshime janë mjaft të ngadalta, në intervale kohore gjeologjike, sipas të dhënave paleomagnetike, zbulohen edhe përmbysjet magnetike, pra përmbysjet e polaritetit. Fuqia e fushës magnetike në polet magnetike veriore dhe jugore është përkatësisht 0.58 dhe 0.68 Oe, dhe rreth 0.4 Oe në ekuatorin gjeomagnetik.

Fusha elektrike mbi sipërfaqen e Tokës ka një intensitet mesatar prej rreth 100 V / m dhe drejtohet vertikalisht poshtë - kjo është e ashtuquajtura fushë e motit të drejtë, por kjo fushë përjeton ndryshime të rëndësishme (si periodike ashtu edhe të parregullta).

Hëna.

Hëna është një satelit natyror i Tokës dhe trupi qiellor më i afërt me ne. Distanca mesatare nga Hëna është 384,000 kilometra, diametri i Hënës është rreth 3476 km. Dendësia mesatare e Hënës është 3,347 g/cm³, ose rreth 0,607 e densitetit mesatar të Tokës. Masa e satelitit është 73 trilion ton. Përshpejtimi i gravitetit në sipërfaqen e hënës është 1.623 m/s².

Hëna lëviz rreth tokës Shpejtësia mesatare 1.02 km/sek në një orbitë përafërsisht eliptike në të njëjtin drejtim si pjesa dërrmuese e trupave të tjerë në sistemin diellor, pra në drejtim të kundërt të akrepave të orës kur shikohet nga orbita e Hënës nga poli qiellor verior. Periudha e rrotullimit të Hënës rreth Tokës, i ashtuquajturi muaji sidereal, është 27.321661 ditë mesatare, por është subjekt i luhatjeve të lehta dhe një reduktimi shumë të vogël laik.

Duke mos u mbrojtur nga atmosfera, sipërfaqja e Hënës nxehet deri në + 110 ° C gjatë ditës dhe ftohet në -120 ° C gjatë natës, megjithatë, siç kanë treguar vëzhgimet radiofonike, këto luhatje të mëdha të temperaturës depërtojnë vetëm disa decimetra të thella për shkak të përçueshmërisë termike jashtëzakonisht të dobët të shtresave sipërfaqësore.

Relievi i sipërfaqes hënore u sqarua kryesisht si rezultat i vëzhgimeve teleskopike shumëvjeçare. “Detet hënor”, ​​që zënë rreth 40% të sipërfaqes së dukshme të Hënës, janë ultësira të sheshta, të përshkuara nga çarje dhe boshte me dredha të ulëta; ka relativisht pak kratere të mëdhenj në dete. Shumë dete janë të rrethuar nga kreshta unazore koncentrike. Pjesa tjetër, sipërfaqja më e lehtë është e mbuluar me kratere të shumta, kreshta në formë unaze, brazda etj.

Mars.

Informacion i pergjithshem.

Marsi është planeti i katërt në sistemin diellor. Marsi - nga greqishtja "Mas" - fuqia mashkullore - perëndia e luftës. Sipas karakteristikave kryesore fizike, Marsi i përket planetëve tokësorë. Në diametër, është pothuajse gjysma e madhësisë së Tokës dhe Venusit. Distanca mesatare nga Dielli është 1,52 AU. Rrezja ekuatoriale është 3380 km. Dendësia mesatare e planetit është 3950 kg/m³. Marsi ka dy satelitë - Phobos dhe Deimos.

Atmosferë.

Planeti është i mbuluar me një guaskë të gaztë - një atmosferë që ka një dendësi më të ulët se ajo e tokës. Edhe në depresionet e thella të Marsit, ku presioni atmosferik është më i madhi, ai është afërsisht 100 herë më i vogël se në sipërfaqen e Tokës, dhe në nivelin e majave të maleve marsiane, është 500-1000 herë më pak. Për nga përbërja, ajo i ngjan atmosferës së Venusit dhe përmban 95,3% dioksid karboni me një përzierje prej 2,7% nitrogjen, 1,6% argon, 0,07% monoksid karboni, 0,13% oksigjen dhe afërsisht 0,03% avull uji, përmbajtja e cila ndryshon, si dhe papastërtitë e neonit, kriptonit, ksenonit.

Temperatura mesatare në Mars është shumë më e ulët se në Tokë, rreth -40 ° C. Në kushtet më të favorshme në verë në gjysmën e ditës të planetit, ajri ngroh deri në 20 ° C - një temperaturë mjaft e pranueshme për banorët të Tokës. Por në një natë dimri, ngrica mund të arrijë -125 ° C. Rënie të tilla të mprehta të temperaturës shkaktohen nga fakti se atmosfera e rrallë e Marsit nuk është në gjendje të mbajë nxehtësinë për një kohë të gjatë.

Erërat e forta fryjnë shpesh mbi sipërfaqen e planetit, shpejtësia e të cilave arrin 100 m/s. Graviteti i ulët lejon që edhe rrymat e rralluara të ajrit të ngrenë re të mëdha pluhuri. Ndonjëherë zona mjaft të gjera në Mars mbulohen nga stuhitë madhështore të pluhurit. Stuhia globale e pluhurit shpërtheu nga shtatori 1971 deri në janar 1972, duke ngritur rreth një miliard ton pluhur në atmosferë në një lartësi prej më shumë se 10 km.

Në atmosferën e Marsit ka shumë pak avuj uji, por në presion dhe temperaturë të ulët është në një gjendje afër ngopjes dhe shpesh mblidhet në re. Retë marsiane janë mjaft të pashprehura në krahasim me ato në Tokë, megjithëse ato kanë një larmi formash dhe llojesh: cirrus, me onde, me plumb (pranë maleve të mëdha dhe nën shpatet e kratereve të mëdha, në vende të mbrojtura nga era). Mbi ultësira, kanione, lugina - dhe në fund të kratereve në kohën e ftohtë të ditës shpesh ka mjegulla.

Siç treguan imazhet nga stacionet amerikane të uljes "Viking-1" dhe "Viking-2", qielli marsian në mot të kthjellët ka një ngjyrë rozë, e cila shpjegohet me shpërndarjen e dritës së diellit në grimcat e pluhurit dhe ndriçimin e mjegullës nga sipërfaqja portokalli e planetit. Në mungesë të reve, mbështjellja e gaztë e Marsit është shumë më transparente se ajo e tokës, duke përfshirë edhe rrezet ultravjollcë të rrezikshme për organizmat e gjallë.

Stinët.

Një ditë diellore në Mars zgjat 24 orë 39 minuta. 35 s. Një prirje e konsiderueshme e ekuatorit në rrafshin e orbitës çon në faktin se në disa pjesë të orbitës, kryesisht gjerësitë veriore të Marsit ndriçohen dhe nxehen nga Dielli, në të tjerat - ato jugore, d.m.th. një ndryshim stinësh. Viti marsian është rreth 686.9 ditë i gjatë. Ndryshimi i stinëve në Mars është i njëjtë si në Tokë. Ndryshimet sezonale janë më të theksuara në rajonet polare. Në dimër, kapelet polare zënë një zonë të konsiderueshme. Kufiri i kapakut polar verior mund të largohet nga poli me një të tretën e distancës nga ekuatori, dhe kufiri i kapakut jugor kapërcen gjysmën e kësaj distance. Ky ndryshim është për faktin se në hemisferën veriore dimri ndodh kur Marsi kalon nëpër perihelion të orbitës së tij, dhe në hemisferën jugore kur kalon përmes afelionit. Për shkak të kësaj, dimrat në hemisferën jugore janë më të ftohtë se në veri. Elipticiteti i orbitës marsiane çon në ndryshime të rëndësishme në klimën e hemisferës veriore dhe jugore: në gjerësinë gjeografike të mesme, dimrat janë më të ftohtë dhe verat janë më të ngrohta se në ato jugore, por më e shkurtër se në ato veriore .. Kur vjen vera. në hemisferën veriore të Marsit, kapaku polar verior zvogëlohet me shpejtësi, por në këtë kohë, një tjetër rritet - afër poli jugor ku vjen dimri. Në fund të shekullit të 19-të - fillimi i shekullit të 20-të, besohej se kapelet polare të Marsit ishin akullnajat dhe bora. Sipas të dhënave moderne, të dy kapakët polare të planetit - verior dhe jugor - përbëhen nga dioksid karboni i ngurtë, domethënë akulli i thatë, i cili formohet kur dioksidi i karbonit, i cili është pjesë e atmosferës marsiane, ngrin dhe akulli i ujit përzihet me pluhur mineral.

Struktura e planetit.

Për shkak të masës së ulët, graviteti në Mars është pothuajse tre herë më i ulët se në Tokë. Aktualisht, struktura e fushës gravitacionale të Marsit është studiuar në detaje. Tregon një devijim të lehtë nga shpërndarja uniforme e densitetit në planet. Bërthama mund të ketë një rreze deri në gjysmën e rrezes së planetit. Me sa duket, ai përbëhet nga hekur i pastër ose një aliazh Fe-FeS (sulfidi hekur-hekur) dhe, ndoshta, hidrogjeni i tretur në to. Me sa duket, bërthama e Marsit është pjesërisht ose plotësisht në gjendje të lëngshme.

Marsi duhet të ketë një kore të trashë 70-100 km të trashë. Midis bërthamës dhe kores është një mantel silikat i pasuruar me hekur. Oksidet e kuqe të hekurit të pranishme në shkëmbinjtë sipërfaqësor përcaktojnë ngjyrën e planetit. Tani Marsi vazhdon të ftohet.

Aktiviteti sizmik i planetit është i dobët.

Sipërfaqe.

Sipërfaqja e Marsit, në shikim të parë, i ngjan hënës. Megjithatë, në fakt, relievi i tij është shumë i larmishëm. Gjatë gjithë historisë së gjatë gjeologjike të Marsit, sipërfaqja e tij është ndryshuar nga shpërthimet vullkanike dhe tërmetet e marsit. Plagët e thella në fytyrën e zotit të luftës u lanë nga meteoritët, era, uji dhe akulli.

Sipërfaqja e planetit përbëhet, si të thuash, nga dy pjesë të kundërta: malësitë e lashta që mbulojnë hemisferën jugore dhe fushat më të reja të përqendruara në gjerësitë veriore. Përveç kësaj, dallohen dy rajone të mëdha vullkanike - Elysium dhe Tharsis. Diferenca në lartësi midis zonave malore dhe fushore arrin 6 km. Përse zona të ndryshme ndryshojnë kaq shumë nga njëra-tjetra është ende e paqartë. Ndoshta një ndarje e tillë lidhet me një katastrofë shumë të vjetër - rënien e një asteroidi të madh në Mars.

Pjesa e lartë malore ka ruajtur gjurmët e një bombardimi aktiv meteori që ndodhi rreth 4 miliardë vjet më parë. Krateret e meteorëve mbulojnë 2/3 e sipërfaqes së planetit. Në malësitë e vjetra ka pothuajse po aq sa në Hënë. Por shumë kratere marsiane kanë "humbur formën e tyre" për shkak të motit. Disa prej tyre, me sa duket, dikur u lanë nga rrjedhat e ujit. Fushat veriore duken krejtësisht të ndryshme. 4 miliardë vjet më parë ata kishin shumë kratere meteoritësh, por më pas ngjarja katastrofike, e cila tashmë është përmendur, i fshiu ato nga 1/3 e sipërfaqes së planetit dhe relievi i tij në këtë zonë filloi të formohej sërish. Meteoritë të veçantë ranë atje më vonë, por në përgjithësi ka pak kratere me ndikim në veri.

Pamja e kësaj hemisfere u përcaktua nga aktiviteti vullkanik. Disa nga fushat janë të mbuluara plotësisht me shkëmbinj magmatikë të lashtë. Rrjedhat e llavës së lëngshme u përhapën mbi sipërfaqe, u ngurtësuan dhe rrjedhat e reja rrodhën përgjatë tyre. Këta "lumenj" të ngurtësuar janë të përqendruar rreth vullkaneve të mëdha. Në skajet e gjuhëve të llavës, vërehen struktura të ngjashme me shkëmbinjtë sedimentarë tokësorë. Ndoshta kur masat shpërthyese të kuqe të nxehta shkrinë shtresat akull nëntokësor, në sipërfaqen e Marsit u formuan rezervuarë mjaft të gjerë, të cilët gradualisht u thanë. Ndërveprimi i lavës dhe akullit nëntokësor çoi gjithashtu në shfaqjen e brazdave dhe çarjeve të shumta. Në zonat e ulëta larg vullkaneve hemisfera veriore duke shtrirë dunat e rërës. Sidomos shumë prej tyre pranë kapakut polar verior.

Bollëku i peizazheve vullkanike tregon se në të kaluarën e largët, Marsi përjetoi një epokë gjeologjike mjaft të trazuar, ka shumë të ngjarë që ajo përfundoi rreth një miliard vjet më parë. Proceset më aktive u zhvilluan në rajonet e Elysium dhe Tharsis. Në një kohë ata u shtrydhën fjalë për fjalë nga zorrët e Marsit dhe tani ngrihen mbi sipërfaqen e tij në formën e fryrjeve madhështore: Elysium 5 km i lartë, Tharsis - 10 km. Rreth këtyre fryrjeve janë përqendruar një sërë gabimesh, çarjesh, kreshtash - gjurmë të proceseve antike në koren e Marsit. Sistemi më madhështor i kanioneve disa kilometra të thellë - Lugina Mariner - fillon në majën e maleve Tharsis dhe shtrihet 4 mijë kilometra në lindje. Në pjesën qendrore të luginës, gjerësia e saj arrin disa qindra kilometra. Në të kaluarën, kur atmosfera marsiane ishte më e dendur, uji mund të derdhej në kanione, duke krijuar liqene të thella në to.

Vullkanet e Marsit janë fenomene të jashtëzakonshme sipas standardeve tokësore. Por edhe mes tyre spikat vullkani Olimp, që ndodhet në veriperëndim të maleve të Tharsisit. Diametri i bazës së këtij mali arrin 550 km, kurse lartësia 27 km, d.m.th. është tre herë më e lartë se Everesti, maja më e lartë në Tokë. Olimpi është kurorëzuar me një krater të madh 60 kilometra. Në lindje të pjesës më të lartë të maleve Tharsis, është zbuluar një tjetër vullkan - Alba. Megjithëse nuk mund të konkurrojë me Olimpin në lartësi, diametri i bazës së tij është pothuajse tre herë më i madh.

Këto kone vullkanike janë rezultat i shpërthimeve të qeta të llavës shumë të lëngshme, të ngjashme në përbërje me llavën e vullkaneve tokësore të Ishujve Havai. Gjurmët e hirit vullkanik në shpatet e maleve të tjera sugjerojnë se shpërthime katastrofike kanë ndodhur herë pas here në Mars.

Në të kaluarën, uji i rrjedhshëm luajti një rol të madh në formimin e relievit marsian. Në fazat e para të studimit, Marsi iu duk astronomëve një planet i shkretë dhe pa ujë, por kur sipërfaqja e Marsit u fotografua nga një distancë e afërt, rezultoi se në malësitë e vjetra shpesh ka gropa të mbetura sikur nga uji që rrjedh. Disa prej tyre duken sikur janë shpuar shumë vite më parë nga rrymat e stuhishme dhe të shpejta. Ndonjëherë ato shtrihen për qindra kilometra. Disa nga këto "përrua" kanë një moshë mjaft respektuese. Luginat e tjera janë shumë të ngjashme me shtretërit e lumenjve të qetë tokësorë. Ata ndoshta ia detyrojnë pamjen e tyre shkrirjes së akullit nëntokësor.

Disa informacione shtesë rreth Marsit mund të merren me metoda indirekte bazuar në studimet e satelitëve të tij natyrorë - Phobos dhe Deimos.

Satelitët e Marsit.

Hënat e Marsit u zbuluan më 11 dhe 17 gusht 1877 gjatë kundërshtimit të madh nga astronomi amerikan Asaph Hall. Satelitët morën emra të tillë nga mitologjia greke: Fobos dhe Deimos, bijtë e Ares (Marsit) dhe Afërditës (Venus), gjithmonë shoqëronin babanë e tyre. Përkthyer nga greqishtja, "phobos" do të thotë "frikë", dhe "deimos" do të thotë "tmerr".

Fobos. Deimos.

Të dy satelitët e Marsit lëvizin pothuajse saktësisht në rrafshin e ekuatorit të planetit. Me ndihmën e anijes kozmike u konstatua se Phobos dhe Deimos kanë një formë të çrregullt dhe në pozicionin e tyre orbital mbeten gjithmonë të kthyer nga planeti nga e njëjta anë. Dimensionet e Phobos janë rreth 27 km, dhe Deimos - rreth 15 km. Sipërfaqja e hënave të Marsit përbëhet nga minerale shumë të errëta dhe është e mbuluar me kratere të shumta. Njëri prej tyre - në Phobos ka një diametër prej rreth 5.3 km. Krateret ndoshta janë prodhuar nga bombardimi i meteorit; origjina e sistemit të brazdave paralele nuk dihet. Shpejtësia këndore e lëvizjes orbitale të Fobosit është aq e madhe sa, ndryshe nga ndriçuesit e tjerë, Fobosi ngrihet në perëndim, duke kapërcyer rrotullimin boshtor të planetit dhe vendoset në lindje.

Kërkimi i jetës në Mars.

Për një kohë të gjatë, kërkimi për forma të jetës jashtëtokësore u krye në Mars. Gjatë eksplorimit të planetit anije kozmike të serisë Viking, u kryen tre eksperimente komplekse biologjike: dekompozimi i pirolizës, shkëmbimi i gazit, dekompozimi i etiketës. Ato bazohen në përvojën e studimit të jetës tokësore. Eksperimenti i dekompozimit të pirolizës u bazua në përkufizimin e proceseve të fotosintezës që përfshijnë karbonin, eksperimenti i dekompozimit të etiketës u bazua në supozimin se uji është i nevojshëm për ekzistencë dhe eksperimenti i shkëmbimit të gazit mori parasysh që jeta marsiane duhet të përdorë ujin si tretës. Edhe pse të tre eksperimentet biologjike dhanë një rezultat pozitiv, ato ndoshta janë jo-biologjike në natyrë dhe mund të shpjegohen me reaksione inorganike të tretësirës ushqyese me materialin e natyrës marsiane. Pra, mund të përmbledhim se Marsi është një planet që nuk ka kushtet për shfaqjen e jetës.

konkluzioni

U njohëm me Shteti i artit planeti ynë dhe planetët e grupit të Tokës. E ardhmja e planetit tonë, dhe në të vërtetë e gjithë sistemit planetar, nëse nuk ndodh asgjë e paparashikuar, duket e qartë. Probabiliteti që rendi i vendosur i planetëve të prishet nga ndonjë yll endacak është i vogël, madje edhe brenda disa miliardë viteve. Në të ardhmen e afërt, nuk duhet të priten ndryshime të forta në rrjedhën e energjisë diellore. Ka të ngjarë që epokat e akullnajave të përsëriten. Një person është në gjendje të ndryshojë klimën, por duke e bërë këtë, ai mund të bëjë një gabim. Kontinentet do të ngrihen dhe do të bien në epokat pasuese, por ne shpresojmë që proceset të jenë të ngadalta. Ndikimet masive të meteoritëve janë të mundshme herë pas here.

Por në thelb sistem diellor do të ruajë pamjen e saj moderne.

Planifikoni.

1. Hyrje.

2. Mërkuri.

3. Venusi.

6. Përfundim.

7. Letërsia.

Planeti Mërkuri.

sipërfaqja e Mërkurit.

Planeti Venus.

Sipërfaqja e Venusit.

Planeti Tokë.

Sipërfaqja e tokës.

Planeti Mars.

Sipërfaqja e Marsit.