Güneş sisteminin iç bölgesinde çeşitli cisimler bulunur: büyük gezegenler, uyduları ve ayrıca küçük cisimler - asteroitler ve kuyruklu yıldızlar. 2006'dan bu yana, gezegenler grubuna yeni bir alt grup tanıtıldı - gezegenlerin iç niteliklerine (küresel şekil, jeolojik aktivite) sahip olan, ancak küçük kütleleri nedeniyle yakınlarına hakim olamayan cüce gezegenler. yörünge. Şimdi en büyük 8 gezegene - Merkür'den Neptün'e - basitçe gezegenler (gezegen) denir, ancak konuşmada gökbilimciler genellikle onları cüce gezegenlerden ayırt etmek için netlik için "büyük gezegenler" olarak adlandırırlar. Uzun yıllardır asteroitler için kullanılan "küçük gezegen" teriminin artık cüce gezegenlerle karıştırılmaması için kullanılmaması tavsiye ediliyor.

Büyük gezegenler bölgesinde, her biri 4 gezegenden oluşan iki gruba net bir bölünme görüyoruz: bu bölgenin dış kısmı dev gezegenler tarafından işgal edildi ve iç kısmı çok daha az kütleli karasal gezegenler tarafından işgal edildi. Devler grubu da genellikle ikiye ayrılır: gaz devleri (Jüpiter ve Satürn) ve buz devleri (Uranüs ve Neptün). Karasal tip gezegenler grubunda, bir yarılanma da planlanmaktadır: Venüs ve Dünya, birçok fiziksel parametrede birbirine son derece benzer ve Merkür ve Mars, büyüklük sırasına göre kütle bakımından onlardan daha düşüktür ve neredeyse sıfırdan yoksundur. atmosfer (Mars için bile Dünya'dan yüzlerce kat daha küçüktür ve Merkür için pratikte yoktur).

Gezegenlerin iki yüz uydusu arasında, tam teşekküllü gezegenlerin iç özelliklerine sahip en az 16 cismin ayırt edilebileceği belirtilmelidir. Genellikle cüce gezegenlerin boyutunu ve kütlesini aşarlar, ancak aynı zamanda çok daha büyük kütlelerin yerçekimi kontrolü altındadırlar. Hakkında Ay, Titan, Jüpiter'in Galile uyduları ve benzerleri hakkında. Bu nedenle, güneş sisteminin isimlendirmesine, bu tür "alt" gezegen tipi nesneler için "uydu gezegenler" olarak adlandırılan yeni bir grup eklemek doğal olacaktır. Ancak bu fikir tartışılırken.

Karasal gezegenlere geri dönelim. Devlerle karşılaştırıldığında, uzay sondalarının inebileceği sağlam bir yüzeye sahip oldukları için çekicidirler. 1970'lerden bu yana, SSCB ve ABD'nin otomatik istasyonları ve kendinden tahrikli araçları, Venüs ve Mars'ın yüzeyine defalarca indi ve başarıyla çalıştı. Henüz Merkür'e iniş yapılmadı, çünkü Güneş'in yakınında uçuşlar ve atmosfersiz devasa bir cisme iniş büyük teknik problemlerle ilişkilendiriliyor.

Karasal gezegenleri incelerken, gökbilimciler Dünya'nın kendisini unutmazlar. Uzaydan gelen görüntülerin analizi, dünya atmosferinin dinamiklerinde, üst katmanlarının yapısında (uçakların ve hatta balonların yükselmediği), manyetosferinde meydana gelen süreçlerde çok şey anlamayı mümkün kıldı. Dünya benzeri gezegenlerin atmosferlerinin yapısını karşılaştırarak, geçmişlerinde çok şey anlaşılabilir ve geleceklerini daha doğru bir şekilde tahmin edebiliriz. Ve tüm yüksek bitkiler ve hayvanlar gezegenimizin (ya da sadece bizim değil) yüzeyinde yaşadıklarından, atmosferin alt katmanlarının özellikleri bizim için özellikle önemlidir. Bu ders karasal gezegenler hakkındadır; esas olarak görünümlerine ve yüzey koşullarına bağlıdır.

Gezegenin parlaklığı. albedo

Gezegene uzaktan baktığımızda, atmosferi olan ve olmayan cisimleri kolayca ayırt edebiliriz. Bir atmosferin varlığı, daha doğrusu içindeki bulutların varlığı, gezegenin görünümünü değiştirir ve diskinin parlaklığını önemli ölçüde artırır. Bu, gezegenler tamamen bulutsuzdan (atmosferik) tamamen bulutlarla kaplı bir sıra halinde düzenlenirse açıkça görülür: Merkür, Mars, Dünya, Venüs. Taşlı atmosfersiz cisimler neredeyse tamamen ayırt edilemezlik noktasına kadar birbirine benzer: örneğin, Ay ve Merkür'ün büyük ölçekli görüntülerini karşılaştırın. Deneyimli bir göz bile, yoğun bir şekilde göktaşı kraterleriyle kaplı bu karanlık cisimlerin yüzeylerini ayırt edemez. Ancak atmosfer, herhangi bir gezegene benzersiz bir görünüm verir.

Bir gezegende atmosferin varlığı veya yokluğu üç faktör tarafından kontrol edilir: yüzeydeki sıcaklık ve yerçekimi potansiyeli ile küresel manyetik alan. Sadece Dünya'nın böyle bir alanı vardır ve atmosferimizi güneş plazma akışlarından önemli ölçüde korur. Ay, yüzeye yakın düşük kritik hız nedeniyle atmosferini (eğer varsa) kaybetti ve Merkür, Yüksek sıcaklık ve güçlü güneş rüzgarı. Merkür ile neredeyse aynı yerçekimine sahip olan Mars, atmosferin kalıntılarını tutmayı başardı, çünkü Güneş'e olan uzaklığı nedeniyle soğuk ve güneş rüzgarı tarafından çok şiddetli esmiyor.

Fiziksel parametreleri açısından Venüs ve Dünya neredeyse ikizdir. Çok benzer boyuta, kütleye ve dolayısıyla ortalama yoğunluğa sahiptirler. İç yapıları da benzer olmalıdır - kabuk, manto, demir çekirdek - henüz bu konuda kesinlik olmamasına rağmen, Venüs'ün bağırsakları hakkında sismik ve diğer jeolojik veriler olmadığı için. Tabii ki, Dünya'nın bağırsaklarına da derinlemesine girmedik: çoğu yerde 3-4 km, bazı noktalarda 7-9 km ve sadece bir tanesi 12 km'de. Bu, Dünya'nın yarıçapının %0,2'sinden daha azdır. Ancak sismik, gravimetrik ve diğer ölçümler, diğer gezegenler için neredeyse hiçbir veri yokken, dünyanın içini çok ayrıntılı olarak değerlendirmeyi mümkün kılar. Yerçekimi alanının ayrıntılı haritaları sadece Ay için elde edilmiştir; bağırsaklardan gelen ısı akışları sadece Ay'da ölçülmüştür; Sismometreler şimdiye kadar sadece Ay'da ve (çok hassas değil) Mars'ta da çalıştı.

Jeologlar hala gezegenlerin iç yaşamlarını katı yüzeylerinin özelliklerine göre yargılarlar. Örneğin, Venüs'ün yakınında litosferik plakaların belirtilerinin olmaması, onu tektonik süreçlerin (kıtaların kayması, yayılma, dalma, vb.) Belirleyici bir rol oynadığı yüzeyin evriminde Dünya'dan önemli ölçüde ayırır. Aynı zamanda, bazı dolaylı kanıtlar geçmişte Mars'ta plaka tektoniğinin yanı sıra Jüpiter'in uydusu Europa'da buz alanı tektoniği olasılığını işaret ediyor. Dolayısıyla gezegenlerin (Venüs - Dünya) dışsal benzerliği, gezegenlerinin benzerliğini garanti etmez. iç yapı ve derinliklerinde gerçekleşen süreçler. Ve birbirine benzemeyen gezegenler de benzer jeolojik fenomenler gösterebilir.

Gökbilimciler ve diğer uzmanlar için doğrudan çalışma için mevcut olana, yani gezegenlerin yüzeyine veya bulut katmanlarına dönelim. Prensip olarak, optik aralıktaki atmosferin opaklığı, gezegenin katı yüzeyini incelemek için aşılmaz bir engel değildir. Dünya'dan ve uzay sondalarından gelen radarlar, Venüs ve Titan'ın ışığa karşı şeffaf olmayan atmosferleri aracılığıyla yüzeylerini incelemeyi mümkün kıldı. Bununla birlikte, bu çalışmalar epizodik niteliktedir ve gezegenlerin sistematik çalışmaları hala optik aletlerle yürütülmektedir. Daha da önemlisi, Güneş'in optik radyasyonu çoğu gezegen için ana enerji kaynağıdır. Bu nedenle, atmosferin bu radyasyonu yansıtma, dağıtma ve emme yeteneği, gezegenin yüzeyine yakın iklimi doğrudan etkiler.

Ay dışında gece gökyüzündeki en parlak ışık Venüs'tür. Sadece Güneş'e görece yakınlığı nedeniyle değil, aynı zamanda ışığı mükemmel bir şekilde yansıtan konsantre sülfürik asit damlalarından oluşan yoğun bulut tabakası nedeniyle de çok parlaktır. Dünya atmosferinin %30-40'ı su bulutlarıyla dolu olduğundan ve aynı zamanda ışığı iyi bir şekilde dağıtıp yansıttığından Dünyamız da çok karanlık değildir. İşte Dünya ve Ay'ın aynı anda çerçevelendiği bir fotoğraf (yukarıdaki resim). Bu görüntü Galileo uzay sondası tarafından Jüpiter'e giderken Dünya'nın yanından geçerken çekildi. Ay'ın Dünya'dan ne kadar daha karanlık olduğunu ve genel olarak atmosferi olan herhangi bir gezegenden daha karanlık olduğunu görün. Bu genel bir kalıptır - atmosferik olmayan cisimler çok karanlıktır. Gerçek şu ki, kozmik radyasyonun etkisi altında, herhangi bir sağlam yavaş yavaş kararır.

Ay'ın yüzeyinin karanlık olduğu ifadesi genellikle kafa karıştırıcıdır: ilk bakışta ay diski çok parlak görünür; bulutsuz bir gecede bizi bile kör eder. Ancak bu sadece daha da karanlık gece gökyüzünün aksine. Herhangi bir cismin yansıtıcılığını karakterize etmek için albedo adı verilen bir miktar kullanılır. Bu beyazlık derecesi, yani ışığın yansıma katsayısıdır. Albedo sıfıra eşittir - mutlak siyahlık, ışığın tam emilimi. Bire eşit bir albedo, toplam yansımadır. Fizikçiler ve astronomların albedoyu belirlemek için birkaç farklı yaklaşımı vardır. Aydınlatılmış yüzeyin parlaklığının sadece malzemenin türüne değil, aynı zamanda ışık kaynağına ve gözlemciye göre yapısına ve yönüne de bağlı olduğu açıktır. Örneğin, kabarık taze yağan karın bir yansıma değeri varken, botunuzla üzerine bastığınız karın tamamen farklı bir değeri olacaktır. Ve oryantasyona olan bağımlılığı, güneş ışınlarına izin vererek bir ayna ile göstermek kolaydır.

Tüm olası albedo değerleri aralığı, bilinen uzay nesneleri tarafından kapsanır. İşte Dünya, esas olarak bulutlar nedeniyle güneş ışınlarının yaklaşık %30'unu yansıtıyor. Ve Venüs'ün sürekli bulut örtüsü ışığın %77'sini yansıtır. Ayımız, ışığın ortalama %11'ini yansıtan en karanlık cisimlerden biridir; ve geniş karanlık "denizlerin" varlığı nedeniyle görünür yarım küresi, ışığı daha da kötü yansıtır -% 7'den az. Ancak daha karanlık nesneler de var; örneğin, 253 Matilda asteroitinin albedo'su %4'tür. Öte yandan, şaşırtıcı derecede parlak cisimler var: Satürn'ün uydusu Enceladus %81'ini yansıtıyor. görülebilir ışık, ve geometrik albedosu tek kelimeyle harika - %138, yani aynı kesitteki mükemmel beyaz bir diskten daha parlak. Bunu nasıl yaptığını anlamak bile zor. Yeryüzündeki saf kar, ışığı daha da kötü yansıtır; Bu küçük ve güzel Enceladus'un yüzeyinde ne tür kar var?

termal denge

Herhangi bir cismin sıcaklığı, ona ısı akışı ile kaybı arasındaki denge ile belirlenir. Üç ısı değişimi mekanizması bilinmektedir: radyasyon, ısı iletimi ve konveksiyon. Bunlardan son ikisi doğrudan temas gerektirir. çevre, yani uzay boşluğu En önemlisi ve aslında tek ilk mekanizma - radyasyon. Uzay teknolojisi tasarımcıları için bu önemli sorunlar yaratır. Birkaç ısı kaynağını hesaba katmak zorundalar: Güneş, gezegen (özellikle düşük yörüngelerde) ve uzay aracının iç birimleri. Ve cihazın yüzeyinden ısı - radyasyon salmanın tek bir yolu var. Isı akışlarının dengesini korumak için, uzay teknolojisi tasarımcıları, ekran-vakum yalıtımı ve radyatörler kullanarak uzay aracının etkili albedosunu düzenler. Böyle bir sistem başarısız olduğunda, Apollo 13'ün Ay'a görevinin hikayesinin bize hatırlattığı gibi, uzay aracındaki koşullar oldukça rahatsız edici hale gelebilir.

Ancak ilk kez, bu sorun 20. yüzyılın ilk üçte birinde, yüksek irtifa balonlarının yaratıcıları - sözde stratostatlar tarafından karşılandı. O yıllarda hala nasıl yaratılacağını bilmiyorlardı. karmaşık sistemler hermetik gondolun sıcaklık kontrolü, bu nedenle, dış yüzeyinin albedosunun basit bir seçimi ile sınırlıydı. Stratosfere ilk uçuşların tarihi, vücut sıcaklığının albedosuna ne kadar duyarlı olduğunu söylüyor.

Stratosferik balonunuzun gondol FNRS-1İsviçreli Auguste Picard bir tarafı beyaza, diğer tarafı siyaha boyanmıştır. Fikir, gondoldaki sıcaklığın, küreyi bir şekilde Güneş'e doğru çevirerek kontrol edilebilmesiydi. Rotasyon için dışarıya bir pervane yerleştirildi. Ancak cihaz çalışmadı, güneş "siyah" taraftan parladı ve ilk uçuşta iç sıcaklık 38 °C'ye yükseldi. Bir sonraki uçuşta, kapsülün tamamı güneş ışınlarını yansıtmak için gümüşle kaplandı. İçinde -16 ° C oldu.

Amerikalı stratosferik tasarımcılar kaşif Picard'ın deneyimini dikkate aldı ve bir uzlaşmaya vardı: kapsülün üstünü beyaza ve altını siyaha boyadılar. Fikir, kürenin üst yarısının güneş radyasyonunu yansıtacağı, alt yarısının ise Dünya'dan ısıyı emeceğiydi. Bu seçeneğin kötü olmadığı, aynı zamanda ideal olmadığı ortaya çıktı: uçuşlar sırasında kapsülde 5 ° C idi.

Sovyet stratonautları, alüminyum kapsülleri bir keçe tabakasıyla basitçe yalıttı. Uygulamanın gösterdiği gibi, bu karar en başarılı olanıydı. Esas olarak mürettebat tarafından üretilen iç ısının, sabit bir sıcaklığı korumak için yeterli olduğu kanıtlandı.

Ancak gezegenin kendi güçlü ısı kaynakları yoksa, albedo'nun değeri iklimi için çok önemlidir. Örneğin gezegenimiz, üzerine düşen güneş ışığının %70'ini emerek kendi kızılötesi radyasyonuna dönüştürerek, doğadaki su döngüsünü onun aracılığıyla desteklemekte, fotosentez sonucu biyokütle, petrol, kömür, gazda depolamaktadır. Ay, neredeyse tüm güneş ışığını emer, aptalca onu yüksek entropili kızılötesi radyasyona dönüştürür ve böylece oldukça yüksek sıcaklığını korur. Ancak Enceladus, mükemmel beyaz yüzeyiyle, neredeyse tüm güneş ışığını kendinden uzaklaştırır, bunun için korkunç derecede düşük bir yüzey sıcaklığı öder: ortalama olarak yaklaşık -200 ° C ve bazı yerlerde -240 ° C'ye kadar. Bununla birlikte, bu uydu - "hepsi beyaz" - dış soğuktan fazla etkilenmez, çünkü alternatif kaynak enerji - komşu Satürn'ün () gelgit yerçekimi etkisi, buzul altı okyanusunu sıvı halde tutar. Ancak karasal gezegenlerin çok zayıf iç ısı kaynakları vardır, bu nedenle katı yüzeylerinin sıcaklığı büyük ölçüde atmosferin özelliklerine bağlıdır - bir yandan güneş ışınlarının bir kısmını uzaya geri yansıtma yeteneğine ve diğer yandan diğer yandan, atmosferden gezegenin yüzeyine geçen radyasyon enerjisini korumak.

Sera etkisi ve gezegenin iklimi

Gezegenin Güneş'ten ne kadar uzakta olduğuna ve güneş ışığının ne kadarını emdiğine bağlı olarak, gezegenin yüzeyindeki sıcaklık koşulları, iklimi oluşur. Yıldız gibi kendi kendini aydınlatan herhangi bir cismin tayfı neye benziyor? Çoğu durumda, bir yıldızın spektrumu, maksimumun konumunun yıldız yüzeyinin sıcaklığına bağlı olduğu, neredeyse Planck, "tek kambur" bir eğridir. Bir yıldızın aksine, gezegenin tayfında iki "tümsek" vardır: optik aralıktaki yıldız ışığının bir kısmını yansıtır ve diğer kısmını kızılötesi aralıkta emer ve yeniden yayar. Bu iki tümseğin altındaki nispi alan, tam olarak ışığın yansıma derecesi, yani albedo tarafından belirlenir.

Bize en yakın iki gezegene bakalım - Merkür ve Venüs. İlk bakışta, durum paradoksaldır. Venüs, güneş ışığının neredeyse %80'ini yansıtır ve yalnızca %20'sini emer. Ve Merkür neredeyse hiçbir şeyi yansıtmaz, ancak her şeyi emer. Ayrıca Venüs, Güneş'ten Merkür'den daha uzaktır; Bulutlu yüzeyinin birimi başına 3.4 kat daha az güneş ışığı düşer. Albedo farkı dikkate alındığında, Merkür'ün katı yüzeyinin her metrekaresi, Venüs'teki aynı yüzeyden neredeyse 16 kat daha fazla güneş ısısı alır. Ve yine de, Venüs'ün tüm katı yüzeyinde, cehennem koşulları - çok büyük bir sıcaklık (kalay ve kurşun eriyiği!) Ve Merkür daha soğuk! Kutuplarda genellikle Antarktika bulunur ve ekvatorda ortalama sıcaklık 67 ° C'dir. Tabii ki, gün boyunca Merkür'ün yüzeyi 430 ° C'ye kadar ısınır ve geceleri -170 ° C'ye kadar soğur. Ancak zaten 1.5-2 metre derinlikte, günlük dalgalanmalar düzeliyor ve ortalama 67 °C'lik bir yüzey sıcaklığından bahsedebiliriz. Tabii ki sıcak, ama yaşayabilirsin. Ve Merkür'ün orta enlemlerinde, oda sıcaklığı genellikle.

Sorun ne? Neden Güneş'e yakın olan ve ışınlarını isteyerek emen Merkür, oda sıcaklığına kadar ısıtılırken, Güneş'ten daha uzak olan ve ışınlarını aktif olarak yansıtan Venüs bir fırın gibi ısıtılır? Fizik bunu nasıl açıklayacak?

Dünya'nın atmosferi neredeyse saydamdır: Gelen güneş ışığının %80'ini geçirir. Konveksiyon sonucunda hava uzaya kaçamaz - gezegen gitmesine izin vermez. Bu nedenle, yalnızca kızılötesi radyasyon şeklinde soğutulabilir. Ve IR radyasyonu kilitli kalırsa, atmosferin onu salmayan katmanlarını ısıtır. Bu katmanların kendileri bir ısı kaynağı haline gelir ve onu kısmen yüzeye geri yönlendirir. Radyasyonun bir kısmı uzaya gider, ancak çoğu Dünya yüzeyine geri döner ve termodinamik denge kurulana kadar onu ısıtır. Nasıl kurulur?

Sıcaklık yükselir ve spektrumdaki maksimum değer, atmosferde IR ışınlarının uzaya kaçacağı bir "şeffaflık penceresi" bulana kadar değişir (Wien yasası). Isı akışlarının dengesi kurulur, ancak atmosferin yokluğunda olabileceğinden daha yüksek bir sıcaklıkta. Bu sera etkisidir.

Sera etkisi ile hayatımızda sıklıkla karşılaşırız. Ve sadece bir bahçe serası veya ısı transferini azaltmak ve kaynamayı hızlandırmak için bir kapakla kapattığımız ocak üzerine yerleştirilmiş bir tencere şeklinde değil. Sadece bu örnekler, içlerinde hem ışınımsal hem de taşınımla ısı giderme azaldığından, saf bir sera etkisi göstermez. Açıklanan etkiye çok daha yakın, açık bir soğuk gece örneğidir. Kuru hava ve bulutsuz bir gökyüzü (örneğin, bir çölde), gün batımından sonra dünya hızla soğur ve nemli hava ve bulutlar günlük sıcaklık dalgalanmalarını yumuşatır. Ne yazık ki, bu etki gökbilimciler tarafından iyi bilinmektedir: açık yıldızlı geceler özellikle soğuk olabilir, bu da teleskopta çalışmayı çok rahatsız eder. Yukarıdaki şekle dönersek, sebebini göreceğiz: Isı taşıyan kızılötesi radyasyonun önündeki ana engel olarak hizmet eden atmosferdeki su buharıdır.

Ayın atmosferi yoktur, yani sera etkisi yoktur. Yüzeyinde, termodinamik denge açık bir biçimde kurulur, atmosfer ile katı yüzey arasında radyasyon alışverişi yoktur. Mars'ın nadir bir atmosferi var, ancak yine de sera etkisi kendi 8 ° C'sini ekliyor. Ve Dünya'ya neredeyse 40 °C ekler. Gezegenimiz bu kadar yoğun bir atmosfere sahip olmasaydı, Dünya'nın sıcaklığı 40 ° C daha düşük olurdu. Bugün tüm dünyada ortalama 15 °C ve -25 °C olacak. Tüm okyanuslar donacak, Dünya'nın yüzeyi kardan beyaza dönecek, albedo artacak ve sıcaklık daha da düşecekti. Genel olarak - korkunç bir şey! Ancak atmosferimizdeki sera etkisinin işe yaraması ve bizi ısıtması iyi. Ve Venüs'te daha da güçlü bir şekilde çalışır - ortalama Venüs sıcaklığını 500 dereceden fazla artırır.

Gezegenlerin yüzeyi

Şimdiye kadar, diğer gezegenlerin ayrıntılı bir incelemesine girişmedik, esas olarak yüzeylerini gözlemlemekle sınırlıydık. Ve bilim için gezegenin görünümü hakkında bilgi ne kadar önemlidir? Hangi değer bize yüzeyinin görüntüsünü söyleyebilir? Satürn veya Jüpiter gibi bir gaz gezegeniyse veya katıysa, ancak Venüs gibi yoğun bir bulut katmanıyla kaplıysa, o zaman yalnızca üst bulut katmanını görürüz, bu nedenle gezegenin kendisi hakkında neredeyse hiçbir bilgimiz yoktur. Jeologların dediği gibi, bulutlu atmosfer süper genç bir yüzeydir - bugün böyle ve yarın farklı olacak ya da yarın değil, 1000 yıl içinde, bu gezegenin yaşamında sadece bir an.

Jüpiter'deki Büyük Kırmızı Nokta veya Venüs'teki iki gezegensel siklon 300 yıldır gözlemleniyor, ancak bize sadece birkaçını söylüyorlar. Genel Özellikler atmosferlerinin modern dinamikleri. Bu gezegenlere bakan torunlarımız tamamen farklı bir resim görecek ve atalarımızın hangi resmi görebileceğini asla bilemeyeceğiz. Bu nedenle, yoğun bir atmosfere sahip gezegenlere yandan baktığımızda, yalnızca değişken bir bulut katmanı gördüğümüz için geçmişlerini yargılayamayız. Tamamen farklı bir konu, yüzeylerinde son milyar yılda meydana gelen göktaşı bombardımanlarının ve jeolojik süreçlerin izlerini taşıyan Ay veya Merkür'dür.

Ve dev gezegenlerin bu tür bombardımanları pratikte hiçbir iz bırakmaz. Bu olaylardan biri yirminci yüzyılın sonunda gökbilimcilerin gözleri önünde gerçekleşti. Kuyruklu Yıldız Shoemaker-Levy 9. 1993'te Jüpiter'in yakınında iki düzine küçük kuyruklu yıldızdan oluşan garip bir zincir görüldü. Hesaplama, bunların 1992'de Jüpiter'in yakınından geçen ve güçlü yerçekimi alanının gelgit etkisiyle parçalanan bir kuyruklu yıldızın parçaları olduğunu gösterdi. Gökbilimciler, kuyruklu yıldızın parçalanma bölümünü görmediler, ancak yalnızca kuyruklu yıldız parçaları zincirinin bir "tren" ile Jüpiter'den uzaklaştığı anı yakaladılar. Parçalanma olmasaydı, o zaman hiperbolik bir yörünge boyunca Jüpiter'e yaklaşan kuyruklu yıldız, hiperbolün ikinci dalı boyunca mesafeye girecek ve büyük olasılıkla Jüpiter'e bir daha asla yaklaşmayacaktı. Ancak kuyruklu yıldızın gövdesi gelgit stresine dayanamadı ve çöktü ve kuyruklu yıldızın gövdesinin deformasyonu ve yırtılması için harcanan enerji, yörünge hareketinin kinetik enerjisini azaltarak, parçaları hiperbolik bir yörüngeden Jüpiter'in etrafında kapalı eliptik bir yörüngeye aktardı. Yörüngenin pericenter'daki mesafesinin Jüpiter'in yarıçapından daha az olduğu ortaya çıktı ve 1994'te parçalar birbiri ardına gezegene çarptı.

Olay çok büyüktü. Kuyruklu yıldız çekirdeğinin her bir "parçası", 1 × 1.5 km boyutunda bir buz bloğudur. 60 km / s hızında dev bir gezegenin atmosferine sırayla uçtular (ikinci uzay hızı Jüpiter için), belirli bir kinetik enerji(60/11)'de 2 = Dünya ile çarpışmadan 30 kat daha büyük. Gökbilimciler, Jüpiter'deki kozmik felaketi Dünya'nın güvenliğinden büyük bir ilgiyle izlediler. Ne yazık ki kuyruklu yıldızın parçaları Jüpiter'e o anda Dünya'dan görünmeyen taraftan çarptı. Neyse ki, tam o sırada Galileo uzay sondası Jüpiter'e doğru yola çıktı, bu olayları gördü ve bize gösterdi. Jüpiter'in hızlı günlük dönüşü nedeniyle, çarpışma bölgeleri hem yer tabanlı teleskoplar hem de özellikle değerli olan Hubble Uzay Teleskobu gibi Dünya'ya yakın olanlar için birkaç saat içinde erişilebilir hale geldi. Bu çok faydalıydı, çünkü Jüpiter'in atmosferine çarpan her blok, üst bulut katmanını yok eden ve bir süre Jüpiter atmosferinin derinliklerinde bir görüş penceresi oluşturan devasa bir patlamaya neden oldu. Kuyruklu yıldız bombardımanı sayesinde bir süre oraya bakabildik. Ancak 2 ay geçti ve bulutlu yüzeyde hiçbir iz kalmadı: bulutlar hiçbir şey olmamış gibi tüm pencereleri kapladı.

Başka bir şey - Toprak. Gezegenimizde göktaşı izleri uzun süre kalır. İşte yaklaşık 1 km çapında ve yaklaşık 50 bin yıllık en popüler göktaşı krateri. O hala açıkça görülüyor. Ancak 200 milyon yıldan daha uzun bir süre önce oluşan kraterler ancak ince jeolojik yöntemlerle bulunabilir. Yukarıdan görünmezler.

Bu arada, Dünya'ya düşen büyük bir göktaşının boyutu ile oluşturduğu kraterin çapı arasında oldukça güvenilir bir oran var - 1:20. Arizona'da bir kilometre çapında bir krater, yaklaşık 50 m çapında küçük bir asteroitin etkisinden oluştu ve eski zamanlarda, daha büyük “kabuklar” Dünya'ya çarptı - hem kilometre hem de on kilometre. Bugün yaklaşık 200 büyük krater biliyoruz; onlara astroblem (göksel yaralar) denir; ve her yıl birkaç yenisi keşfediliyor. 300 km çapında en büyüğü Güney Afrika'da bulundu, yaşı yaklaşık 2 milyar yıl. Rusya topraklarında, 100 km çapında Yakutya'daki en büyük Popigai krateri. Elbette daha büyükleri var, örneğin okyanusların dibinde, fark edilmelerinin daha zor olduğu yerlerde. Doğru, okyanus tabanı jeolojik olarak kıtalardan daha genç, ancak Antarktika'da 500 km çapında bir krater varmış gibi görünüyor. Su altındadır ve sadece dip profili varlığını gösterir.

bir yüzeyde Ay ne rüzgarın ne de yağmurun olmadığı, tektonik süreçlerin olmadığı yerde, göktaşı kraterleri milyarlarca yıl devam eder. Ay'a teleskopla bakarak kozmik bombardımanın tarihini okuyoruz. Arka tarafta bilim için daha da kullanışlı bir resim var. Görünüşe göre, özellikle büyük bedenler oraya asla düşmedi veya düşerek, arka tarafta görünenden iki kat daha kalın olan ay kabuğunu kıramadılar. Bu nedenle akan lav büyük kraterleri doldurmadı ve tarihi detayları gizlemedi. Ay yüzeyinin büyük ya da küçük her parçasında bir meteor krateri var ve o kadar çok var ki, daha genç olanlar daha önce oluşanları yok ediyor. Doygunluk oluştu: Ay artık olduğundan daha fazla kraterli olamaz. Kraterler her yerde. Ve bu, güneş sistemi tarihinin harika bir tarihi. Tüm karasal gezegenlerin ve birçok uydunun yüzeyinde iz bırakan ağır göktaşı bombardımanı (4.1-3.8 milyar yıl önce) dönemi de dahil olmak üzere birkaç aktif kraterlenme olayı tespit etti. O dönemde neden meteor yağmurlarının gezegenlere çarptığını henüz anlamadık. Ayın iç yapısı ve şimdiye kadar örneklerin toplandığı sadece yüzeyde değil, farklı derinliklerde maddenin bileşimi hakkında yeni verilere ihtiyacımız var.

Merkür görünüşte aya benzer, çünkü onun gibi bir atmosferden yoksundur. Gaz ve su erozyonuna maruz kalmayan kayalık yüzeyi, uzun süre göktaşı bombardımanının izlerini taşır. Karasal gezegenler arasında Merkür, yaklaşık 4 milyar yıllık en eski jeolojik izleri barındırıyor. Ama yüzeyde Merkür yok büyük denizler, koyu katılaşmış lavlarla dolu ve büyük olmasına rağmen ay denizlerine benzer çarpma kraterleri aydan daha azı yoktur.

Merkür, Ay'ın yaklaşık bir buçuk katı büyüklüğündedir, ancak kütlesi Ay'ı 4,5 kat aşmaktadır. Gerçek şu ki, Ay neredeyse tamamen kayalık bir cisimdir, Merkür ise görünüşe göre esas olarak demir ve nikelden oluşan devasa bir metal çekirdeğe sahiptir. Metal çekirdeğinin yarıçapı, gezegenin yarıçapının yaklaşık %75'i kadardır (ve Dünya yalnızca %55'idir). Merkür'ün metal çekirdeğinin hacmi, gezegenin hacminin% 45'idir (ve Dünya'nın sadece% 17'si vardır). Bu nedenle, Merkür'ün ortalama yoğunluğu (5,4 g / cm3), Dünya'nın ortalama yoğunluğuna (5.5 g / cm3) neredeyse eşittir ve Ay'ın ortalama yoğunluğunu (3,3 g / cm3) önemli ölçüde aşar. Büyük bir metal çekirdeğe sahip olan Merkür, yüzeyindeki düşük yerçekimi olmasaydı, ortalama yoğunluğunda Dünya'yı geçebilirdi. Kütlesi Dünya'nın sadece %5,5'i kadardır, yerçekimi neredeyse üç kat daha düşüktür, bu da bağırsaklarını Dünya'nın bağırsakları kadar sıkıştıramayan, silikat mantosunun bile yaklaşık (5. g / cm 3).

Merkür, Güneş'e yakın hareket ettiği için incelenmesi zordur. Gezegenler arası bir aygıtı Dünya'dan ona fırlatmak için, güçlü bir şekilde yavaşlatılması, yani Dünya'nın yörünge hareketine zıt yönde hızlandırılması gerekir; ancak o zaman Güneş'e doğru "düşmeye" başlayacak. Bunu hemen bir roketle yapmak imkansız. Bu nedenle, şimdiye kadar Merkür'e yapılan iki uçuşta, Dünya, Venüs ve Merkür alanındaki yerçekimi manevraları, uzay sondasını yavaşlatmak ve Merkür'ün yörüngesine aktarmak için kullanıldı.

Merkür'e ilk kez 1973'te "Mariner-10" (NASA) gitti. Önce Venüs'e yaklaştı, yerçekimi alanında yavaşladı ve ardından 1974-75'te üç kez Merkür'ün yakınından geçti. Her üç toplantı da gezegenin yörüngesinin aynı bölgesinde gerçekleştiğinden ve günlük dönüşü yörünge ile senkronize olduğundan, sonda üç kez de Güneş tarafından aydınlatılan Merkür'ün aynı yarım küresini fotoğrafladı.

Önümüzdeki birkaç on yıl boyunca Merkür'e uçuş yapılmadı. Ve sadece 2004'te ikinci cihazı başlatmak mümkün oldu - MESSENGER ( Cıva Yüzeyi, Uzay Ortamı, Jeokimya ve Menzil; NASA). Dünya, Venüs (iki kez) ve Merkür (üç kez) yakınında birkaç yerçekimi manevrası gerçekleştiren sonda, 2011 yılında Merkür'ün yörüngesine girdi ve 4 yıl boyunca gezegen üzerinde araştırma yaptı.

Merkür'ün yakınında çalışmak, gezegenin Güneş'e Dünya'dan ortalama 2,6 kat daha yakın olması nedeniyle karmaşıktır, bu nedenle güneş ışığı akışı neredeyse 7 kat daha fazladır. Özel bir "güneş şemsiyesi" olmadan, sondanın elektronik dolumu aşırı ısınır. Merkür'e üçüncü seferi denir. BepiColombo, Avrupalılar ve Japonlar buna katılıyor. Fırlatmanın 2018 sonbaharında yapılması planlanıyor. İki sonda aynı anda uçacak ve 2025'in sonunda Dünya'nın yakınında, ikisi Venüs'ün yakınında ve altısı Merkür'ün yakınında bir uçuştan sonra Merkür'ün yörüngesine girecek. Gezegenin yüzeyinin ve yerçekimi alanının ayrıntılı bir çalışmasına ek olarak, manyetosfer ve manyetik alan Bilim adamları için bir gizem olan Merkür. Merkür çok yavaş dönmesine ve metal çekirdeğinin uzun zaman önce soğuması ve katılaşmasına rağmen, gezegen, Dünya'nın gücünden 100 kat daha düşük bir dipol manyetik alana sahiptir, ancak yine de gezegenin etrafında bir manyetosferi korur. Türbülanslı dinamo teorisi olarak adlandırılan gök cisimlerinde manyetik alan üretiminin modern teorisi, gezegenin bağırsaklarında sıvı bir elektrik iletkeninin varlığını gerektirir (Dünya için bu, demir çekirdeğin dış kısmıdır) ve nispeten hızlı dönüş. Merkür'ün çekirdeğinin neden hala sıvı olduğu henüz belli değil.

Merkür, başka hiçbir gezegende olmayan inanılmaz bir özelliğe sahiptir. Merkür'ün Güneş etrafındaki yörüngesindeki hareketi ve kendi ekseni etrafındaki dönüşü birbiriyle açıkça senkronizedir: iki yörünge periyodu boyunca eksen etrafında üç tur yapar. Genel olarak, astronomlar senkronize harekete uzun zamandır aşinadır: Ayımız kendi ekseni etrafında senkronize olarak döner ve Dünya'nın etrafında döner, bu iki hareketin periyotları aynıdır, yani 1:1 oranındadır. Ve diğer gezegenlerde bazı uydular da aynı özelliği gösterir. Bu gelgit etkisinin sonucudur.

Merkür'ün hareketini takip etmek için (yukarıdaki şekil), yüzeyine bir ok koyduk. Güneş etrafındaki bir devrimde, yani bir Merkür yılında, gezegenin kendi ekseni etrafında tam olarak bir buçuk kez döndüğü görülebilir. Bu süre zarfında ok alanındaki gün geceye dönüştü, güneş gününün yarısı geçti. Başka bir yıllık devrim - ve ok alanında gün tekrar geliyor, bir güneş günü sona erdi. Böylece, Merkür'de bir güneş günü iki Merkür yılı sürer.

Gelgitler hakkında ayrıntılı olarak Bölüm'de konuşacağız. 6. Ay'ın iki hareketini senkronize etmesi, Dünya'dan gelen gelgit etkisinin bir sonucuydu - eksenel dönüş ve yörünge dolaşımı. Dünya'nın Ay üzerinde çok güçlü bir etkisi var: Figürünü uzattı, dönüşünü stabilize etti. Ay'ın yörüngesi dairesele yakındır, bu nedenle Ay, Dünya'dan neredeyse sabit bir mesafede neredeyse sabit bir hızla hareket eder (bunun "neredeyse" kapsamını Bölüm 1'de tartışmıştık). Bu nedenle gelgit etkisi çok az değişir ve Ay'ın tüm yörünge boyunca dönüşünü kontrol ederek 1:1 rezonansa yol açar.

Ay'dan farklı olarak Merkür, Güneş'in etrafında büyük ölçüde eliptik bir yörüngede hareket eder, şimdi yıldıza yaklaşır, sonra ondan uzaklaşır. Uzakta, yörüngenin günötesine yakın olduğunda, Güneş'in gelgit etkisi, uzaklığa 1/ olarak bağlı olduğu için zayıflar. R 3. Merkür Güneş'e yaklaştığında, gelgitler çok daha güçlüdür, bu nedenle Merkür yalnızca günberi bölgesinde iki hareketini etkili bir şekilde senkronize eder - günlük ve yörünge. Kepler'in ikinci yasası bize yörünge hareketinin açısal hızının günberi noktasında maksimum olduğunu söyler. Merkür'ün açısal hızlarının - günlük ve yörünge - "gelgit yakalama" ve senkronizasyonunun gerçekleştiği yer burasıdır. Günberi noktasında, birbirlerine tam olarak eşittirler. Daha ileri hareket eden Merkür, neredeyse Güneş'in gelgit etkisini hissetmeyi bırakır ve açısal dönme hızını korur, yavaş yavaş yörünge hareketinin açısal hızını azaltır. Bu nedenle, bir yörünge periyodunda, günde bir buçuk devir yapmayı başarır ve tekrar gelgit etkisinin pençelerine düşer. Çok basit ve güzel fizik.

Merkür'ün yüzeyi aydan neredeyse ayırt edilemez. Profesyonel gökbilimciler bile Merkür'ün ilk ayrıntılı resimleri ortaya çıktığında bunları birbirlerine gösterip sordular: "Peki, tahmin edin, Ay mı, Merkür mü?". Tahmin etmek gerçekten zor. Ve orada ve meteorların dövdüğü bir yüzey var. Ancak, elbette, özellikler var. Merkür'de büyük lav denizleri olmamasına rağmen, yüzeyi tek tip değildir: daha yaşlı ve daha genç bölgeler vardır (bunun temeli göktaşı kraterlerinin sayısıdır). Merkür, devasa metal çekirdeğinin soğuması sırasında gezegenin sıkışmasından kaynaklanan, yüzeydeki karakteristik çıkıntılar ve kıvrımların varlığında Ay'dan farklıdır.

Merkür yüzeyindeki sıcaklık dalgalanmaları Ay'dakinden daha fazladır. Ekvatorda gündüz 430 ° C ve gece -173 ° C. Ancak Merkür toprağı iyi bir ısı yalıtkanı görevi görür, bu nedenle yaklaşık 1 m derinlikte günlük (veya iki yılda bir) sıcaklık düşüşleri artık hissedilmez. Yani, Merkür'e uçarsanız, yapılacak ilk şey bir sığınak kazmaktır. Ekvatorda yaklaşık 70 °C olacak; çok sıcak. Ancak sığınaktaki coğrafi kutupların bölgesinde yaklaşık -70 ° C olacaktır. Yani birini bulmak kolay coğrafi enlem sığınakta rahat edeceğiniz yer.

En düşük sıcaklıklar, güneş ışınlarının asla ulaşmadığı kutup kraterlerinin dibinde gözlenir. Orada, daha önce Dünya'dan gelen radarlar tarafından bulunan ve daha sonra MESSENGER uzay sondasının aletleri tarafından doğrulanan su buzu birikintileri keşfedildi. Bu buzun kökeni hala tartışılmaktadır. Kaynakları hem kuyruklu yıldızlar hem de gezegenin bağırsaklarından çıkan su buharı olabilir.

Merkür, güneş sistemindeki en büyük çarpma kraterlerinden birine sahiptir - Isı Ovası ( Kalori Havzası) 1550 km çapında. Bu, küçük gezegeni neredeyse ikiye bölen, çapı en az 100 km olan bir asteroidin çarpmasından bir iz. Bu, yaklaşık 3,8 milyar yıl önce, sözde "geç ağır bombardıman" döneminde oldu ( Geç Ağır Bombardıman), tam olarak anlaşılmayan nedenlerle, karasal gezegenlerin yörüngelerini geçen yörüngelerdeki asteroit ve kuyruklu yıldızların sayısı arttığında.

Mariner 10, 1974'te Isı Ovası'nı fotoğrafladığında, bu korkunç çarpışmadan sonra Merkür'ün karşı tarafında ne olduğunu hala bilmiyorduk. Topa vurulursa, simetrik olarak yayılan, "ekvatordan" geçen ve çarpma noktasının taban tabana zıt zıt kutup noktasında toplanan ses ve yüzey dalgalarının uyarıldığı açıktır. Buradaki bozulma bir noktaya yakınsar ve sismik salınımların genliği hızla artar. Bu, sığır sürücülerinin kamçılarını kırmaları gibidir: dalganın enerjisi ve momentumu pratik olarak korunur ve kamçının kalınlığı sıfır olma eğilimindedir, bu nedenle salınım hızı artar ve süpersonik hale gelir. Havzanın karşısındaki Merkür bölgesinde olması bekleniyordu. kalori inanılmaz bir yıkımın resmi olacak. Genel olarak, neredeyse bu şekilde ortaya çıktı: orada bir antipodal krater olacağını beklememe rağmen, oluklu bir yüzeye sahip geniş bir tepelik alan keşfedildi. Bana öyle geliyordu ki, bir sismik dalganın çöküşü sırasında, bir asteroitin düşüşüne “ayna” bir fenomen meydana gelecekti. Bir damla suyun sakin bir yüzeyine düştüğünde bunu gözlemleriz: önce küçük bir çöküntü yaratır, sonra su geri akar ve küçük yeni bir damla atar. Bu Merkür'de olmadı ve şimdi nedenini anlıyoruz. Bağırsaklarının homojen olmadığı ortaya çıktı ve dalgaların tam olarak odaklanması gerçekleşmedi.

Genel olarak, Merkür'ün kabartması Ay'ınkinden daha yumuşaktır. Örneğin, Merkür kraterlerinin duvarları o kadar yüksek değildir. Bunun muhtemel nedeni, Merkür'ün daha büyük yerçekimi ve daha sıcak ve daha yumuşak iç kısmıdır.

Venüs- Güneş'ten ikinci gezegen ve karasal gezegenlerin en gizemlisi. Neredeyse tamamı karbondioksit (%96,5) ve azottan (%3,5) oluşan ve güçlü bir sera etkisine neden olan çok yoğun atmosferinin kökeninin ne olduğu belli değil. Venüs'ün neden kendi ekseni etrafında bu kadar yavaş döndüğü açık değil - Dünya'dan 244 kat daha yavaş ve aynı zamanda ters yönde. Aynı zamanda, Venüs'ün devasa atmosferi veya daha doğrusu bulutlu tabakası, dört Dünya gününde gezegenin etrafında uçar. Bu fenomene atmosferin süper dönüşü denir. Aynı zamanda, atmosfer gezegenin yüzeyine sürtünür ve uzun zaman önce yavaşlamış olması gerekirdi. Sonuçta, gezegenin etrafında uzun süre hareket edemez, sağlam hangi pratikte duruyor. Ancak atmosfer döner ve hatta gezegenin kendisinin dönüşünün tersi yönde. Atmosferin enerjisinin yüzeydeki sürtünmeden dağıldığı ve açısal momentumunun gezegenin gövdesine aktarıldığı açıktır. Bu, çalıştığı için bir enerji akışı (belli ki - güneş) olduğu anlamına gelir. ısıtma motoru. Soru: Bu makine nasıl uygulanır? Güneş'in enerjisi nasıl Venüs atmosferinin hareketine dönüşüyor?

Venüs'ün yavaş dönüşü nedeniyle, üzerindeki Coriolis kuvvetleri Dünya'dakinden daha zayıftır, bu nedenle atmosferik siklonlar orada daha az kompakttır. Aslında bunlardan sadece ikisi var: biri kuzey yarım kürede, diğeri güneyde. Her biri ekvatordan kendi kutbuna "rüzgar".

Venüs atmosferinin üst katmanları, uçuş (yerçekimi manevrası gerçekleştirerek) ve yörünge sondaları - Amerikan, Sovyet, Avrupa ve Japonlar tarafından ayrıntılı olarak incelenmiştir. Birkaç on yıl boyunca, Venera serisi araçlar orada Sovyet mühendisleri tarafından piyasaya sürüldü ve bu, gezegensel keşif alanındaki en başarılı atılımımızdı. Ana görev, bulutların altında ne olduğunu görmek için yüzeye bir iniş aracı indirmekti.

İlk sondaların tasarımcıları, o yılların bilim kurgu eserlerinin yazarları gibi, Venüs'ün gezegenimizin daha sıcak bir analogu olduğunu takip eden optik ve radyo astronomik gözlemlerin sonuçlarıyla yönlendirildi. Bu nedenle 20. yüzyılın ortalarında Belyaev, Kazantsev ve Strugatsky'den Lem, Bradbury ve Heinlein'e kadar tüm bilimkurgu yazarları Venüs'ü yaşanılmaz (sıcak, bataklık, zehirli bir atmosfere sahip), ancak genel olarak bir dünya olarak hayal ettiler. Dünya'ya benzer. Aynı nedenden dolayı, Venüs sondalarının ilk inişleri çok güçlü değildi, büyük baskılara dayanamadı. Ve birer birer atmosfere inerek öldüler. Ardından, 20 atmosferlik bir basınç için tasarlanmış kasaları daha güçlü hale getirilmeye başlandı. Ama bu bile yeterli değildi. Ardından tasarımcılar "bit ısırarak", 180 atm basınca dayanabilen bir titanyum sonda yaptılar. Ve yüzeye güvenle indi ("Venüs-7", 1970). Her denizaltının, okyanusta yaklaşık 2 km derinlikte hakim olan bu basınca dayanamayacağını unutmayın. Venüs yüzeyinin yakınında, basıncın 92 atm'nin (9,3 MPa, 93 bar) altına düşmediği ve sıcaklığın 464 ° C olduğu ortaya çıktı.

1970 yılında Karbonifer döneminin Dünyasına benzeyen misafirperver bir Venüs hayali nihayet sona erdi. süre: 1-2 saat sonra cihazın içi ısınır ve elektronik aksam arızalanır.

Öncelikle yapay uydular 1975'te Venüs'ün yakınında ortaya çıktı ("Venüs-9 ve -10"). Genel olarak, Venera-9 ... -14 iniş araçlarının (1975-1981) Venüs'ün yüzeyindeki çalışma, iniş yerinde hem atmosferi hem de gezegenin yüzeyini inceleyen son derece başarılı olduğu ortaya çıktı, hatta toprak örnekleri almayı ve belirlemeyi başardı kimyasal bileşim ve mekanik özellikler. Ancak astronomi ve astronot hayranları arasındaki en büyük etki, iniş alanlarının ilk önce siyah beyaz ve daha sonra renkli olarak ilettikleri fotoğrafik panoramalardan kaynaklandı. Bu arada, Venüs gökyüzü, yüzeyden bakıldığında turuncu renktedir. Yakışıklı! Şimdiye kadar (2017), bu görüntüler sadece bunlar ve gezegen bilim adamlarının büyük ilgisini çekiyor. İşlenmeye devam ederler ve zaman zaman üzerlerinde yeni parçalar bulunur.

Amerikan kozmonotiği de o yıllarda Venüs'ün çalışmasına önemli katkılarda bulundu. Uçan araçlar "Mariner-5 ve -10" atmosferin üst katmanlarını inceledi. Pioneer Venera 1 (1978), Venüs'ün ilk Amerikan uydusu oldu ve radar ölçümleri yaptı. Ve Pioneer-Venus-2 (1978), gezegenin atmosferine 4 iniş aracı gönderdi: gündüz yarımkürenin ekvator bölgesine paraşütlü bir büyük (315 kg) ve paraşütsüz üç küçük (her biri 90 kg) - orta enlemler ve gündüz yarımkürenin kuzeyi ile gece yarımküre. Hiçbiri yüzeyde çalışmak üzere tasarlanmamıştı, ancak küçük araçlardan biri güvenli bir şekilde (paraşütsüz!) indi ve yüzeyde bir saatten fazla çalıştı. Bu durum, Venüs'ün yüzeyine yakın atmosferin yoğunluğunun ne kadar yüksek olduğunu hissetmenizi sağlar. Venüs'ün atmosferi, Dünya atmosferinden neredeyse 100 kat daha büyüktür ve yüzeydeki yoğunluğu 67 kg/m3'tür; bu, Dünya'nın havasından 55 kat daha yoğun ve sıvı suyun yoğunluğundan sadece 15 kat daha düşüktür.

Okyanuslarımızdaki bir kilometre derinlikte olduğu gibi, Venüs atmosferinin basıncına dayanabilecek güçlü bilimsel sondalar yaratmak kolay değildi. Ancak bu kadar yoğun havanın varlığında 464 ° C'lik ortam sıcaklığına dayanmalarını sağlamak daha da zordu. Kasanın içinden ısı akışı muazzam. Bu nedenle, en güvenilir cihazlar bile iki saatten fazla çalışmadı. Hızla yüzeye inmek ve oradaki çalışmalarını genişletmek için, Veneralar iniş sırasında paraşütlerini düşürdüler ve inişlerine devam ettiler, sadece gövdelerindeki küçük bir kalkan tarafından frenlendiler. Yüzeydeki etki, özel bir sönümleme cihazı olan iniş desteği ile yumuşatıldı. Tasarımın o kadar başarılı olduğu ortaya çıktı ki Venera-9, 35 ° eğimli bir yokuşta sorunsuz oturdu ve normal çalıştı.

Venüs'ün yüksek albedosu ve atmosferinin muazzam yoğunluğu göz önüne alındığında, bilim adamları, fotoğraf çekmek için yüzeye yakın yeterli güneş ışığı olacağından şüphe duyuyorlardı. Ek olarak, yoğun bir sis, Venüs'ün gaz okyanusunun dibinde iyi bir şekilde asılı kalabilir, güneş ışığını dağıtabilir ve kontrastlı bir görüntünün elde edilmesine izin vermez. Bu nedenle, toprağı aydınlatmak ve ışık kontrastı oluşturmak için ilk iniş yapanlara halojen cıva lambaları yerleştirildi. Ancak orada yeterince doğal ışık olduğu ortaya çıktı: Venüs'te, Dünya'daki bulutlu bir günde olduğu gibi ışık. Ve doğal ışıktaki kontrast da oldukça kabul edilebilir.

Ekim 1975'te, Venera-9 ve -10 iniş araçları, yörünge blokları aracılığıyla, başka bir gezegenin yüzeyinin ilk resimlerini Dünya'ya iletti (Ay'ı hesaba katmazsak). İlk bakışta, bu panoramalardaki perspektif, çekim yönünün dönüşü nedeniyle garip bir şekilde bozuk görünüyor. Bu görüntüler, “görünüşü” yavaş yavaş iniş yapan kişinin ayaklarının altındaki ufuktan ve ardından başka bir ufka hareket eden bir telefotometre (optik-mekanik tarayıcı) ile elde edildi: 180 ° tarama elde edildi. Cihazın karşıt taraflarında bulunan iki telefotometrenin tam bir panorama vermesi gerekiyordu. Ancak lenslerdeki kapaklar her zaman açılmadı. Örneğin, "Venüs-11 ve -12" de dördünden hiçbiri açılmadı.

Venüs çalışmasıyla ilgili en güzel deneylerden biri, BeGa-1 ve -2 sondalarının (1985) yardımıyla gerçekleştirildi. İsimleri "Venüs-Halley" anlamına gelir, çünkü Venüs'ün yüzeyine yönlendirilen iniş araçlarının ayrılmasından sonra, sondaların uçuş kısımları Halley kuyruklu yıldızının çekirdeğini keşfetmeye gitti ve ilk kez başarılı bir şekilde yaptı. İnişçiler de oldukça sıradan değildi: aparatın ana kısmı yüzeye indi ve iniş sırasında Fransız mühendisler tarafından yapılan bir balon ondan ayrıldı ve yaklaşık iki gün boyunca Venüs atmosferinde 53 rakımda uçtu. -55 km, sıcaklık ve basınç verilerinin Dünya'ya iletilmesi, bulutlarda aydınlatma ve görünürlük. Bu yükseklikte 250 km/s hızla esen güçlü rüzgar sayesinde balonlar gezegenin önemli bir bölümünde uçmayı başardı. Yakışıklı!

İniş alanlarından alınan fotoğraflar, Venüs yüzeyinin sadece küçük alanlarını gösteriyor. Bulutların arasından Venüs'ün tamamını görmek mümkün mü? Olabilmek! Radar bulutların arasından görür. İki kişi Venüs'e uçtu Sovyet uydusu yan tarama radarları ve bir Amerikalı. Gözlemlerine dayanarak, Venüs'ün çok yüksek çözünürlüklü radyo haritaları derlendi. Bunu genel bir harita üzerinde göstermek zordur, ancak haritanın ayrı bölümlerinde açıkça görülebilir. Seviyeler radyo haritalarında renkli olarak gösterilir: mavi ve mavi ovalardır; Venüs'te su olsaydı, okyanuslar olurdu. Ancak Venüs'te sıvı su olamaz. Evet ve gazlı su ayrıca neredeyse hiç yok. Kıtalar yeşilimsi ve sarımsıdır, onlara öyle diyelim. Kırmızı ve beyaz, Venüs'ün en yüksek noktalarıdır. Bu "Venüs Tibet" - en yüksek plato. Üzerindeki en yüksek tepe - Maxwell Dağı - 11 km'ye yükselir.

Sismik çalışmalar henüz orada yapılmadığından, Venüs'ün bağırsakları, iç yapısı hakkında güvenilir gerçekler yoktur. Ek olarak, gezegenin yavaş dönüşü, yoğunluğun derinlikle dağılımı hakkında bilgi verebilecek eylemsizlik momentinin ölçülmesine izin vermez. Şimdiye kadar, teorik fikirler Venüs'ün Dünya ile benzerliğine dayanmaktadır ve Venüs'te plaka tektoniğinin görünürdeki yokluğu, Dünya'da “yağlayıcı” olarak hizmet eden ve plakaların kaymasına izin veren suyun olmaması ile açıklanmaktadır. ve birbirinin altına dalın. Yüksek yüzey sıcaklığı ile birlikte bu, Venüs'ün gövdesinde yavaşlamaya ve hatta konveksiyonun tamamen yokluğuna yol açar, iç kısmının soğuma hızını azaltır ve içindeki manyetik alan eksikliğini açıklayabilir. Bütün bunlar mantıklı görünüyor, ancak deneysel doğrulama gerektiriyor.

Bu arada, oh Toprak. Jeolog olmadığım için Güneş'ten üçüncü gezegeni ayrıntılı olarak tartışmayacağım. Ayrıca, her birimizin sahip olduğu Genel fikir Okul bilgisi temelinde bile Dünya hakkında. Ancak diğer gezegenlerin incelenmesiyle bağlantılı olarak, gezegenimizin bağırsaklarının da bizim için tamamen net olmadığını not ediyorum. Neredeyse her yıl jeolojide büyük keşifler oluyor, hatta bazen Dünya'nın bağırsaklarında yeni katmanlar bile keşfediliyor. Gezegenimizin merkezindeki sıcaklığı bile tam olarak bilmiyoruz. Son incelemelere bakın: bazı yazarlar, iç çekirdeğin sınırındaki sıcaklığın yaklaşık 5000 K olduğuna ve diğerleri - 6300 K'den fazla olduğuna inanıyor. Bunlar, açıklayan oldukça güvenilir olmayan parametreleri içeren teorik hesaplamaların sonuçlarıdır. Binlerce kelvin sıcaklıkta ve milyon bar basınçta maddenin özellikleri. Bu özellikler laboratuvarda güvenilir bir şekilde incelenene kadar, Dünya'nın bağırsakları hakkında doğru bilgi almayacağız.

Dünya'nın benzer gezegenler arasında benzersizliği, yüzeyde bir manyetik alan ve sıvı su varlığında yatmaktadır ve ikincisi, görünüşe göre, birincisinin bir sonucudur: Dünya'nın manyetosferi atmosferimizi ve dolaylı olarak hidrosferi korur. güneş rüzgarı akışlarından. Bir manyetik alan oluşturmak için, şimdi göründüğü gibi, gezegenin bağırsaklarında konvektif hareketle kaplı, elektriksel olarak iletken sıvı bir tabaka ve Coriolis kuvvetini sağlayan hızlı bir günlük rotasyon olmalıdır. Sadece bu koşullar altında, manyetik alanı güçlendiren dinamo mekanizması etkinleştirilir. Venüs zar zor döner, bu nedenle manyetik alanı yoktur. Küçük Mars'ın demir çekirdeği uzun süre soğudu ve sertleşti, bu nedenle manyetik alandan da yoksun. Merkür, öyle görünüyor ki, çok yavaş dönüyor ve Mars'tan önce soğuması gerekiyordu, ancak dünyanınkinden 100 kat daha zayıf bir güce sahip oldukça somut bir dipol manyetik alanına sahip. Paradoks! Güneş'in gelgit etkisinin artık Merkür'ün demir çekirdeğini erimiş halde tutmaktan sorumlu olduğu düşünülüyor. Milyarlarca yıl geçecek, Dünya'nın demir çekirdeği soğuyacak ve sertleşecek, gezegenimizi güneş rüzgarından manyetik korumadan yoksun bırakacak. Ve manyetik alana sahip tek katı gezegen - garip bir şekilde - Merkür kalacak.

şimdi dönelim Mars. Onun dış görünüş iki nedenden dolayı bizi hemen cezbeder: uzaktan çekilen fotoğraflarda bile beyaz kutup başlıkları ve yarı saydam bir atmosfer görülür. Bu, Dünya ile Mars ile ilgilidir: kutup kapakları, suyun ve atmosferin varlığı - nefes alma olasılığı fikrine yol açar. Ve Mars'ta su ve hava ile her şey ilk bakışta göründüğü kadar güvenli olmasa da, bu gezegen uzun zamandır araştırmacıları cezbetmiştir.

Geçmişte, gökbilimciler Mars'ı bir teleskopla incelerlerdi ve bu nedenle "Mars karşıtlıkları" olarak adlandırılan anları dört gözle beklerlerdi. Bu anlarda neye karşı olan nedir?

Dünyasal bir gözlemcinin bakış açısından, muhalefet anında, Mars Dünya'nın bir tarafında, Güneş ise diğer tarafındadır. Bu anlarda, Dünya ve Mars'ın minimum bir mesafede yaklaştığı, Mars'ın bütün gece gökyüzünde göründüğü ve Güneş tarafından iyi aydınlatıldığı açıktır. Dünya Güneş etrafındaki dönüşünü bir yılda, Mars ise 1,88 yılda yapar, bu nedenle karşıtlıklar arasındaki ortalama zaman aralığı iki yıldan biraz fazla sürer. Mars'ın son muhalefeti 2016'daydı, ancak özellikle yakın değildi. Mars'ın yörüngesi belirgin şekilde eliptiktir, bu nedenle Dünya'ya en yakın yaklaşımlar, Mars yörüngesinin günberi bölgesindeyken meydana gelir. Dünya'da (çağımızda) Ağustos ayının sonu. Bu nedenle, Ağustos ve Eylül karşılaşmalarına "büyük" denir; Bu anlarda, her 15-17 yılda bir gelen gezegenlerimiz birbirine 60 milyon km'den daha az yaklaşıyor. Bu 2018'de gerçekleşecek. 2003'te çok yakın bir çatışma yaşandı: o zaman Mars sadece 55.8 milyon km uzaktaydı. Bu bağlamda, yeni bir terim doğdu - "Mars'ın en büyük karşıtlıkları": bunlar şimdi 56 milyon km'den daha az yaklaşımlar olarak kabul ediliyor. Yüzyılda 1-2 kez ortaya çıkıyorlar, ancak mevcut yüzyılda üç tane bile olacak - 2050 ve 2082'yi bekleyin.

Ancak büyük çatışma anlarında bile, Dünya'dan bir teleskopla Mars'ta çok az şey görülebilir. İşte Mars'a teleskopla bakan bir astronomun çizimi. Hazırlıksız bir kişi bakacak ve hayal kırıklığına uğrayacak - hiçbir şey görmeyecek, sadece küçük bir pembe “damlacık”. Ancak aynı teleskopta bir astronomun deneyimli gözü daha fazlasını görür. Gökbilimciler, yüzyıllar önce kutup başlığını fark ettiler. Karanlık ve aydınlık alanların yanı sıra. Karanlık olanlara geleneksel olarak denizler ve açık olanlara - kıtalar denirdi.

1877'deki büyük muhalefet döneminde Mars'a artan bir ilgi ortaya çıktı: - o zamana kadar iyi teleskoplar zaten yapılmıştı ve gökbilimciler birkaç tane yapmıştı. önemli keşifler. Amerikalı astronom Asaph Hall, Mars'ın uydularını keşfetti - Phobos ve Deimos. Ve İtalyan gökbilimci Giovanni Schiaparelli, gezegenin yüzeyine - Mars kanallarına - gizemli çizgiler çizdi. Tabii ki, kanalları ilk gören Schiaparelli değildi: bazıları ondan önce fark etti (örneğin, Angelo Secchi). Ancak Schiaparelli'den sonra, bu konu uzun yıllar Mars'ın çalışmasında baskın hale geldi.

"Kanallar" ve "denizler" gibi Mars yüzeyinin ayrıntılarının gözlemleri, bu gezegenin incelenmesinde yeni bir aşamanın başlangıcını işaret etti. Schiaparelli, Mars'ın "denizlerinin" gerçekten de su kütleleri olabileceğine inanıyordu. Onları birbirine bağlayan hatlara bir isim verilmesi gerektiğinden, Schiaparelli bunlara "kanallar" (canali) adını verdi, bu da denizin boğazları anlamına geliyor ve kesinlikle insan yapımı yapılar değil. Kutup kapaklarının erimesi sırasında kutup bölgelerinde suyun aslında bu kanallardan aktığına inanıyordu. Mars'taki "kanalların" keşfinden sonra, bazı bilim adamları, Mars'ta akıllı varlıkların varlığına dair hipotezlerin temeli olarak hizmet eden yapay doğalarını önerdiler. Ancak Schiaparelli, Mars'ta yaşamın varlığını, hatta belki de zeki olduğunu dışlamamasına rağmen, bu hipotezin bilimsel olarak doğrulandığını düşünmedi.

Ancak, Mars'ta yapay bir sulama kanalı sistemi fikri, diğer ülkelerde zemin kazanmaya başladı. Bu kısmen, İtalyan canali'nin İngilizce olarak bir kanal (doğal deniz boğazı) olarak değil, kanal (insan yapımı su yolu) olarak sunulmasından kaynaklanıyordu. Evet ve Rusça'da "kanal" kelimesi yapay bir yapı anlamına gelir. Marslılar fikri daha sonra sadece yazarları değil (HG Wells'i "Dünyalar Savaşı", 1897 ile hatırlayın), aynı zamanda araştırmacıları da büyüledi. Bunların en ünlüsü Percival Lovell idi. Bu Amerikalı, Harvard'da matematik, astronomi ve beşeri bilimlerde eşit derecede ustalaşarak mükemmel bir eğitim aldı. Ancak asil bir ailenin çocuğu olarak, bir astronomdan ziyade bir diplomat, yazar veya gezgin olmayı tercih ederdi. Ancak Schiaparelli'nin kanallarla ilgili çalışmalarını okuduktan sonra Mars'a ilgi duymaya başlamış ve Mars'ta yaşamın ve medeniyetin varlığına inanmıştır. Genel olarak, diğer tüm işleri bıraktı ve Kızıl Gezegeni incelemeye başladı.

Lovell zengin ailesinden gelen parayla bir gözlemevi inşa etti ve kanalları boyamaya başladı. Fotoğrafın o zamanlar emekleme döneminde olduğunu ve deneyimli bir gözlemcinin gözünün fark edebileceğini unutmayın. en küçük detaylar uzaktaki nesnelerin görüntülerini bozan atmosferik türbülans koşullarında. Lovell Gözlemevi'nde oluşturulan Mars kanallarının haritaları en ayrıntılıydı. Ayrıca, iyi bir yazar olan Lovell, en eğlenceli kitaplardan bazılarını yazdı - Mars ve kanalları (1906), Yaşam Mekânı Olarak Mars(1908) ve diğerleri Devrimden önce sadece biri Rusça'ya çevrildi: "Mars ve üzerindeki yaşam" (Odessa: Matezis, 1912). Bu kitaplar, Marslılarla tanışma umuduyla bütün bir nesli büyüledi.

Mars kanallarının hikayesinin kapsamlı bir açıklama almadığı kabul edilmelidir. Kanallı eski çizimler ve onlarsız modern fotoğraflar var. Kanallar nerede? Bu neydi? Bir astronomun komplosu mu? Toplu delilik mi? Kendi kendine hipnoz mu? Hayatını bilime adayan bilim adamlarını bunun için kınamak zordur. Belki de bu hikayenin cevabı önümüzde yatıyor.

Ve bugün Mars'ı kural olarak bir teleskopla değil, gezegenler arası sondaların yardımıyla inceliyoruz. (Bunun için hala teleskoplar kullanılıyor ve bazen önemli sonuçlar veriyor.) Sondaların Mars'a uçuşu, enerji açısından en uygun yarı eliptik yörünge boyunca gerçekleştirilir. Kepler'in Üçüncü Yasasını kullanarak böyle bir uçuşun süresini hesaplamak kolaydır. Mars yörüngesinin büyük eksantrikliği nedeniyle, uçuş süresi fırlatma mevsimine bağlıdır. Ortalama olarak, Dünya'dan Mars'a bir uçuş 8-9 ay sürer.

Mars'a insanlı bir görev gönderilebilir mi? Bu büyük ve ilginç bir konu. Bunun için gereken tek şey güçlü bir fırlatma aracı ve rahat bir uzay aracı gibi görünüyor. Henüz kimsenin yeterince güçlü taşıyıcıları yok, ancak Amerikalı, Rus ve Çinli mühendisler üzerinde çalışıyorlar. Böyle bir roketin önümüzdeki yıllarda devlete ait işletmeler (örneğin, en güçlü versiyonundaki yeni Angara roketimiz) veya özel şirketler (Elon Musk - neden olmasın) tarafından oluşturulacağına şüphe yoktur.

Astronotların Mars yolunda aylarca kalacağı bir gemi var mı? Şimdiye kadar böyle bir şey yok. Mevcut tüm (Soyuz, Shenzhou) ve hatta testlerden geçenler (Dragon V2, CST-100, Orion) çok sıkışık ve sadece 3 gün uzaklıkta olan Ay'a uçuş için uygundur. Doğru, kalkıştan sonra ek odaları şişirmek için bir fikir var. 2016 sonbaharında, şişirilebilir modül ISS'de test edildi ve iyi performans gösterdi. Böylece, Mars'a bir uçuşun teknik olasılığı yakında ortaya çıkacak. Sorun nedir? Bir erkekte!

Sürekli olarak karasal kayaların doğal radyoaktivitesine, kozmik parçacık akışlarına veya yapay olarak yaratılmış radyoaktiviteye maruz kalıyoruz. Dünya yüzeyinde, arka plan zayıf: Gezegenin manyetosferi ve atmosferinin yanı sıra alt yarım küreyi kaplayan gövdesi tarafından korunuyoruz. ISS astronotlarının çalıştığı alçak Dünya yörüngesinde, atmosfer artık yardımcı olmuyor, bu yüzden radyasyon arka planı yüzlerce kat artar. AT boş alan birkaç kat daha yüksektir. Bu, bir kişinin uzayda güvenli kalma süresini önemli ölçüde sınırlar. Nükleer endüstrideki işçilerin yılda 5'ten fazla rem almalarının yasaklandığına dikkat edilmelidir - bu sağlık için neredeyse güvenlidir. Astronotların yılda 10 rem almasına izin verilir (kabul edilebilir bir tehlike seviyesi), bu da ISS'deki çalışmalarının süresini bir yıl ile sınırlar. Ve en iyi durumda (Güneş'te güçlü bir parlama yoksa) Dünya'ya dönüş ile Mars'a bir uçuş, yüksek onkolojik hastalık olasılığı yaratacak 80 rem dozuna yol açacaktır. Bu, insanın Mars'a uçuşunun önündeki ana engeldir. Astronotlar radyasyondan korunabilir mi? Teorik olarak mümkün.

Dünya üzerinde, kalınlığı santimetrekareye düşen madde miktarı bakımından 10 metrelik bir su tabakasına eşdeğer olan bir atmosfer tarafından korunuyoruz. Hafif atomlar, kozmik parçacıkların enerjisini daha iyi dağıtır, böylece bir uzay aracının koruyucu tabakası 5 metre kalınlığında olabilir. Ancak sıkışık bir gemide bile, bu korumanın kütlesi yüzlerce tonla ölçülecektir. Böyle bir gemiyi Mars'a göndermek, modern ve hatta gelecek vaat eden bir roketin gücünün ötesindedir.

Tamam ozaman. Sağlıklarını riske atmaya ve radyasyon koruması olmadan Mars'a tek yönde gitmeye hazır gönüllüler olduğunu varsayalım. İndikten sonra orada çalışabilecekler mi? Görevi tamamlamaları beklenebilir mi? ISS'de yarım yıl geçirdikten sonra astronotların yere indikten hemen sonra nasıl hissettiklerini hatırlıyor musunuz? Ellerinde gerçekleştirilirler, bir sedyeye konurlar ve iki veya üç hafta boyunca rehabilite edilirler, kemik gücünü ve kas gücünü geri kazanırlar. Ve Mars'ta kimse onları ellerinde taşıyamaz. Orada kendi başınıza dışarı çıkmanız ve ayda olduğu gibi ağır void elbiselerle çalışmanız gerekecek. Sonuçta, atmosferin Mars üzerindeki basıncı neredeyse sıfırdır. Takım elbise çok ağır. Ay'da hareket etmek nispeten kolaydı, çünkü yerçekimi Dünya'nın 1 / 6'sı kadardı ve Ay'a üç günlük uçuş sırasında kasların zayıflamak için zamanı yok. Astronotlar, aylarca ağırlıksızlık ve radyasyon koşullarında geçirdikten sonra Mars'a varacaklar ve Mars'taki yerçekimi, ayın iki buçuk katı. Ek olarak, Mars'ın yüzeyinde radyasyon, uzaydaki ile hemen hemen aynıdır: Mars'ın manyetik alanı yoktur ve atmosferi koruma görevi göremeyecek kadar seyrektir. Yani "Marslı" filmi bir fantezi, çok güzel ama gerçekçi değil.

Mars üssünü daha önce nasıl hayal etmiştik? Geldik, laboratuvar modüllerini yüzeye koyduk, içinde yaşıyor ve çalışıyoruz. Ve şimdi nasıl: içeri girdik, kazdık, en az 2-3 metre derinlikte barınaklar inşa ettik (bu, radyasyona karşı oldukça güvenilir bir korumadır) ve yüzeye daha az sıklıkta ve uzun süre gitmeye çalışıyoruz. Yüzeye çıkışlar epizodiktir. Çoğunlukla yeraltında oturuyoruz ve gezicilerin çalışmalarını kontrol ediyoruz. Böylece Dünya'dan daha verimli, daha ucuz ve sağlık riski olmadan kontrol edilebilirler. Hangi birkaç on yıldır yapılmıştır.

Robotların Mars hakkında öğrendikleri hakkında -.

V. G. Surdin ve N. L. Vasilyeva tarafından NASA fotoğrafları ve halka açık sitelerden alınan görüntüler kullanılarak hazırlanan çizimler

Güneş'e en yakın olan karasal gezegen grubudur. Metal veya silikat kayadan oluşur, bu nedenle böyle bir gezegene kayalık veya tellürik denir. Dünya gezegeni güneş sisteminin içindedir. Böyle bir gezegene karasal denir, çünkü bileşiminde Dünya gezegenine benzeyen unsurlar vardır. Ve Latince aldığı isim bile " toprak "- çeviride "toprak" anlamına gelir.

Gaz devi gezegenler, çeşitli fiziksel durumlara dönüşebilen çeşitli su, helyum ve hidrojen türlerinden oluşuyorsa, karasal gezegen grupları son derece sağlam bir yüzeye sahiptir. Bu gezegenler, yapılarının benzerliği nedeniyle aynı gruba dahil edilir: içlerinde demir olan bir metal çekirdeğe sahiptir ve bu çekirdek özel bir silikat manto ile çevrilidir. Ayrıca bu gezegenler tek bir grupta birleştirilir, çünkü her birinin volkanlar, dağlar, kanyonlar ve diğerlerini içeren karasal bileşenleri vardır.

Karasal gezegen grubu, herhangi bir gezegenin ortalama madde yoğunluğunun sıfır basıncına eşit sıkıştırılmamış bir yoğunluğa sahiptir. Ancak sıkıştırma, gezegen çekirdeklerindeki yoğunluğunu artırabileceğinden, gerçek ortalama yoğunluk ve sıkıştırılmamış yoğunluk farklı olabilir. Bilim adamları, her bir karasal gezegen için ortalama yoğunluğu ayrı ayrı belirler, çünkü yoğunluğun hesaplanması, büyüklüğüne ve bileşimine neyin dahil edildiğine bağlıdır.

Güneş sistemi henüz oluşmaya başladığında kaç tane karasal gezegenin var olduğunu bilmenin bir yolu yok. Belki de dört gezegenden kovuldular veya birbirleriyle birleştiler (bağlandılar). Gezegenimsi bulutsu kendini yeniden düzenledi ve böyle dört gezegen vardı - Mars, Merkür, Venüs ve elbette Dünya'nın kendisi.

karasal gezegenlerin özellikleri

Mars

Bu gezegen, Dünya'nın yarısı ve güneşten dördüncüsü gibidir. Neredeyse hiç atmosferi yok, sadece karbondioksit ve en soğuk (00 dereceden eksi 113C'ye kadar). Mars'ta bir gün Dünya ile aynıdır, ancak bir yıl daha uzundur - 687 gün. Mars'ta sıvı yok, donmuş halde gaz ve sudan oluşan buzullar var. Mars volkanlar, kraterler ve iki uydusu ile ünlüdür - Deimos ve Phobos.

Merkür

Güneş'e en yakın ve dördünden en küçüğüdür. Aydan biraz daha büyüktür. Merkür'ün yüzeyi, üzerinde iz bırakan çarpma kraterleriyle doludur. Bu, atmosferin yokluğu (veya az miktarda varlığı) nedeniyle oldu. Merkür'deki sıcaklık ölçeğin dışında, yayılma 4270'ten eksi 173C'ye kadar çok büyük. Bu onu diğer gezegenlerden ayırır. Sıcaklık aralığı güneşe olan konuma göre artar/azalır (bakan tarafta yüksek, bakmayan tarafta düşük). Güneşin çevresini 88 günde dönebilirsiniz. Bu, çok yakın konumu (46 milyon kilometre) nedeniyle mümkündür. Gezegenin çok yavaş olması ve bir günün 59 Dünya gününe eşit olması ilginçtir.

Venüs

Bu gezegen neredeyse Dünya'nın bir analogudur (yoğunluk, boyut, yapı). mevcut sülfürik asit bulutlarda ve karbondioksitte temsil edilir. Venüs, Güneş'e yakın olmamasına rağmen, Merkür'ün aksine en sıcak olanıdır (4500C). Venüs, retrograd dönüşü ile ünlüdür: batı - güneş doğar, doğu - batar. Venüs'te bir gün çok uzundur ve 243 Dünya gününden oluşur. Bir yıl 225 gündür. Venüs güzel ve kendini parlak bir şekilde sunuyor, Sabah Yıldızı şeklinde görünüyorum.

Toprak

Güneş sistemindeki en büyük beşinci gezegenimsi bulutsu ve Güneş'in kendisinden en büyük üçüncü gezegenimsi bulutsu. Tüm gezegenler arasında, yaşayan tek gezegendir. sahip olmak sıvı hal su, can verdi. Sadece yüzde 28'i oksijen, geri kalanı nitrojen ve yüzde 1'i argon ve karbondioksit olan havayı soluyoruz. Yaşanabilir gezegen, 23 derecelik dikey eğimi nedeniyle mevsimleri değiştirir. Bir yıl 365 gün ve bir gün 24 saattir.

giriiş

Modern astronomi tarafından incelenen sayısız gök cismi arasında gezegenler özel bir yere sahiptir. Sonuçta hepimiz, üzerinde yaşadığımız Dünya'nın bir gezegen olduğunu çok iyi biliyoruz, bu nedenle gezegenler, temelde Dünya'mıza benzeyen cisimlerdir.

Ancak gezegenler dünyasında birbirine tamamen benzeyen iki tanesiyle karşılaşmayacağız bile. Gezegenlerdeki fiziksel koşulların çeşitliliği çok büyüktür. Gezegenin Güneş'ten uzaklığı (ve dolayısıyla güneş ısısı ve yüzey sıcaklığı miktarı), boyutu, yüzeydeki yerçekimi gerilimi, mevsimlerin değişimini belirleyen dönme ekseninin yönü, gezegenin varlığı ve bileşimi. Güneş sistemindeki dokuz gezegenin atmosferi, iç yapısı ve daha birçok özelliği herkes için farklıdır.

Gezegenlerdeki koşulların çeşitliliğinden bahsetmişken, gelişim yasalarını daha iyi anlayabilir ve gezegenlerin belirli özellikleri arasındaki ilişkileri öğrenebiliriz. Bu nedenle, örneğin, bir bileşimin atmosferini tutma yeteneği, gezegenin boyutuna, kütlesine ve sıcaklığına bağlıdır ve atmosferin varlığı da gezegenin termal rejimini etkiler.

Canlı maddenin kökeninin ve daha da gelişmesinin mümkün olduğu koşulların incelenmesinin gösterdiği gibi, organik yaşamın varlığının işaretlerini yalnızca gezegenlerde arayabiliriz. Bu nedenle, genel ilgiye ek olarak gezegenlerin incelenmesi, büyük önem uzay biyolojisi açısından.

Gezegenlerin incelenmesi, astronomiye ek olarak, başta Yer bilimleri olmak üzere diğer bilim alanları için - jeoloji ve jeofizik ve ayrıca kozmogoni - Dünyamız da dahil olmak üzere gök cisimlerinin kökeni ve gelişimi bilimi için büyük önem taşımaktadır. .

Karasal gezegenler gezegenleri içerir: Merkür, Venüs, Dünya ve Mars.

Merkür.

Genel bilgi.

Merkür, güneş sisteminde Güneş'e en yakın gezegendir. Merkür'ün Güneş'e olan ortalama uzaklığı sadece 58 milyon km'dir. Büyük gezegenler arasında en küçük boyutlara sahiptir: çapı 4865 km'dir (Dünya'nın çapının 0.38'i), kütlesi 3.304 * 10 23 kg'dır (Dünya kütlesinin 0.055'i veya kütlesinin 1: 6025000'i). Güneş); ortalama yoğunluk 5.52 g/cm3 . Merkür parlak bir yıldızdır, ancak onu gökyüzünde görmek o kadar kolay değildir. Gerçek şu ki, Güneş'e yakın olan Merkür, güneş diskinden çok uzakta olmayan, ondan sola (doğuya), sonra sağa (batıya) sadece kısa bir mesafede hareket ederek bizim için her zaman görülebilir. 28 O'yu geçmez. Bu nedenle, yalnızca Güneş'ten en fazla ayrıldığı yılın o günlerinde görülebilir. uzun mesafe. Örneğin, Merkür Güneş'ten sola doğru uzaklaştı. Güneş ve tüm armatürler günlük hareketlerinde gökyüzünde soldan sağa doğru yüzerler. Bu nedenle, önce Güneş batar ve bir saatten biraz fazla bir süre sonra Merkür batar ve Batı ufkunun aşağısındaki bu gezegeni aramalıyız.

Trafik.

Merkür, büyük bir eksantriklik ile eliptik bir yörüngede ortalama 0,384 astronomik birim (58 milyon km) mesafede Güneş'in etrafında hareket eder e-0,206; günberi'de Güneş'e olan uzaklık 46 milyon km, günötesinde ise 70 milyon km'dir. Gezegen, 47.9 km/s hızla Güneş'in etrafında üç Dünya ayı veya 88 günde tam bir uçuş gerçekleştiriyor. Güneş etrafındaki yolu boyunca hareket eden Merkür, aynı zamanda kendi ekseni etrafında döner, böylece bir ve aynı yarısı her zaman Güneş'e bakar. Bu, Merkür'ün bir tarafında her zaman gündüz, diğer tarafında gece olduğu anlamına gelir. 60'larda. Radar gözlemlerini kullanarak, Merkür'ün kendi ekseni etrafında döndüğü bulundu. ileri yönde(yani yörünge hareketinde olduğu gibi) 58.65 günlük bir periyotla (yıldızlara göre). Merkür'de bir güneş gününün uzunluğu 176 gündür. Ekvator yörünge düzlemine 7° eğimlidir. Merkür'ün eksenel dönüşünün açısal hızı yörüngenin 3/2'sidir ve gezegen periheliondayken yörüngedeki hareketinin açısal hızına karşılık gelir. Buna dayanarak, Merkür'ün dönüş hızının Güneş'ten gelen gelgit kuvvetlerinden kaynaklandığı varsayılabilir.

Atmosfer.

Polarizasyon ve spektral gözlemler soluk bir atmosferin varlığını göstermesine rağmen, Merkür muhtemelen bir atmosferden yoksundur. Mariner-10'un yardımıyla, Merkür'ün yakınında, esas olarak helyumdan oluşan, oldukça nadir bulunan gazlı bir zarfın varlığı belirlendi. Bu atmosfer dinamik bir dengededir: her helyum atomu yaklaşık 200 gün içinde kalır, ardından gezegeni terk eder ve güneş rüzgar plazmasından başka bir parçacık onun yerini alır. Helyuma ek olarak, Merkür'ün atmosferinde önemsiz miktarda hidrojen bulunmuştur. Helyumdan yaklaşık 50 kat daha küçüktür.

Ayrıca Merkür'ün, gücü dünyanın sadece% 0,7'si olan zayıf bir manyetik alana sahip olduğu ortaya çıktı. Dipol ekseninin Merkür'ün dönme eksenine eğimi 12 0'dır (dünya 11 0)

Gezegenin yüzeyindeki basınç, Dünya yüzeyinden yaklaşık 500 milyar kat daha azdır.

Sıcaklık.

Merkür, Güneş'e Dünya'dan çok daha yakındır. Bu nedenle, üzerindeki Güneş bizimkinden 7 kat daha güçlü parlar ve ısıtır. Merkür'ün gündüz tarafında hava çok sıcak, sonsuz cehennem var. Ölçümler, oradaki sıcaklığın sıfırın üzerinde 400 O'ye çıktığını gösteriyor. Ancak gece tarafında her zaman, muhtemelen 200 O'a ve hatta sıfırın altında 250 O'a ulaşan güçlü bir don olmalıdır. Yarısının bir sıcak taş çölü olduğu ve diğer yarısının buzlu bir çöl olduğu, belki de donmuş gazlarla kaplı olduğu ortaya çıktı.

Yüzey.

1974'te Mariner 10 uzay aracının uçuş yörüngesinden, Merkür yüzeyinin %40'ından fazlası 4 mm'den 100 m'ye kadar bir çözünürlükle fotoğraflandı, bu da Merkür'ü Ay ile aynı şekilde görmeyi mümkün kıldı. Dünya'dan karanlık. İlk bakışta aya benzetilebilecek yüzeyinin en belirgin özelliği kraterlerin bolluğudur.

Gerçekten de, kraterlerin morfolojisi ayınkine yakındır ve çarpmanın kaynağı şüphesizdir: birçoğunda, bazı durumlarda karakteristik parlak ışınların oluşumu ile birlikte çarpma üzerine ezilmiş malzeme fırlatma izleri görülebilir. ikincil kraterler alanı. Birçok krater, merkezi bir höyük ve iç eğimin teraslı bir yapısına sahiptir. İlginç bir şekilde, çapı 40-70 km'den fazla olan hemen hemen tüm büyük kraterler bu özelliklere sahip değil, aynı zamanda önemli ölçüde daha fazla 5-70 km içinde daha küçük kraterler (tabii ki iyi korunmuş kraterlerden bahsediyoruz). Bu özellikler hem yüzeye düşen cisimlerin daha büyük kinetik enerjisine hem de yüzey malzemesinin kendisine atfedilebilir.

Kraterlerin aşınma ve düzleşme derecesi farklıdır. Genel olarak, Merkür kraterleri, ay kraterlerinden daha az derindir; bu, Merkür'deki yerçekiminin Ay'dan daha fazla hızlanması nedeniyle meteorların daha büyük kinetik enerjisiyle de açıklanabilir. Bu nedenle, çarpma krateri, atılan malzeme ile daha verimli bir şekilde doldurulur. Aynı nedenden dolayı, ikincil kraterler, merkezdeki kraterlere Ay'dan daha yakındır ve ezilmiş malzeme birikintileri, birincil yer şekillerini daha az ölçüde maskeler. İkincil kraterlerin kendileri, Ay'dakilerden daha derindir, bu da yine yüzeye düşen parçaların daha büyük bir yerçekimi ivmesi yaşadığı gerçeğiyle açıklanır.

Tıpkı Ay'da olduğu gibi, kabartmaya bağlı olarak, ağırlıklı olarak düzensiz “kıta” ve çok daha pürüzsüz “deniz” bölgelerini ayırt etmek mümkündür. İkincisi esas olarak oyuklardır, ancak Ay'dan çok daha küçüktür, boyutları genellikle 400-600 km'yi geçmez. Ek olarak, bazı havzalar, çevreleyen kabartmanın arka planına karşı zorlukla ayırt edilebilir. İstisna, Ay'daki ünlü Yağmur Denizi'ni anımsatan, yaklaşık 1300 km uzunluğunda söz konusu geniş havza Kanoris'tir (Isı Denizi).

Merkür yüzeyinin baskın kıta kısmında, hem kraterlerin en yüksek derecede bozulmasıyla yoğun kraterli alanlar hem de geniş bölgeleri işgal eden eski kraterler arası platolar, geniş çapta gelişmiş bir antik volkanizmaya işaret ederek ayırt edilebilir. Bunlar, gezegenin hayatta kalan en eski yer şekilleridir. Havzaların düzleştirilmiş yüzeyleri açıkça en kalın ezilmiş kaya tabakası - regolit ile kaplıdır. Az sayıda kraterin yanı sıra, aya benzeyen kıvrımlı sırtlar vardır. Havzaların bitişiğindeki düz alanların bir kısmı muhtemelen bunlardan atılan malzemenin birikmesi sırasında oluşmuştur. Aynı zamanda, ovaların çoğu için volkanik kökenlerine dair oldukça kesin kanıtlar bulundu, ancak bu, kraterler arası platolardan daha sonraki bir zamana ait volkanizmadır. Dikkatli bir çalışma, gezegenin oluşum tarihine ışık tutan bir başka ilginç özelliği ortaya koyuyor. Belirli dik çıkıntılar veya escarp yamaçları şeklinde küresel ölçekte karakteristik tektonik aktivite izlerinden bahsediyoruz. Escarps, 20-500 km uzunluğa ve birkaç yüz metreden 1-2 km'ye kadar eğim yüksekliğine sahiptir. Yüzeydeki konumlarının morfolojileri ve geometrileri, Ay ve Mars'ta gözlenen olağan tektonik kırılma ve faylardan farklıdır ve daha çok Merkür'ün sıkışması sırasında yüzey tabakasında meydana gelen itmeler, strese bağlı tabakalaşmalar nedeniyle oluşurlar. Bu, bazı kraterlerin sırtlarının yatay yer değiştirmesi ile kanıtlanmıştır.

Bazı sarplıklar bombalandı ve kısmen yok edildi. Bu, yüzeylerindeki kraterlerden daha önce oluştukları anlamına gelir. Bu kraterlerin aşınmasının daralmasından, yaklaşık 4 milyar yıl önce “denizlerin” oluşumu sırasında kabuk sıkışmasının meydana geldiği sonucuna varılabilir. Büzülmenin en olası nedeni, görünüşe göre, Merkür'ün soğumasının başlangıcı olarak kabul edilmelidir. Bir dizi uzman tarafından öne sürülen bir başka ilginç varsayıma göre, bu dönemde gezegenin güçlü tektonik aktivitesi için alternatif bir mekanizma, gezegenin dönüşünün gelgit yavaşlaması olabilir: başlangıçta tahmin edilen yaklaşık 8 saatlik değerden yaklaşık 175 kat. 58.6 güne kadar.

Venüs.

Genel bilgi.

Venüs, Güneş'e en yakın ikinci gezegendir, neredeyse Dünya ile aynı büyüklüktedir ve kütlesi Dünya'nın kütlesinin %80'inden fazladır. Bu nedenlerden dolayı Venüs'e bazen Dünya'nın ikizi veya kız kardeşi denir. Ancak bu iki gezegenin yüzeyi ve atmosferi tamamen farklıdır. Yeryüzünde nehirler, göller, okyanuslar ve soluduğumuz atmosfer vardır. Venüs, insanlar için ölümcül olabilecek yoğun bir atmosfere sahip, kavurucu derecede sıcak bir gezegendir. Venüs'ün Güneş'e olan ortalama uzaklığı 108,2 milyon km'dir; Venüs'ün yörüngesi bir daireye gezegenimizden daha yakın olduğu için pratikte sabittir. Venüs, Güneş'ten iki s'de alır bir kez daha Dünya'dan daha fazla ışık ve ısı. Bununla birlikte, gölge tarafında Venüs, güneş ışınları buraya çok uzun süre düşmediği için sıfırın altında 20 dereceden fazla bir don hakimdir. Gezegenin çok yoğun, derin ve çok bulutlu bir atmosferi vardır ve bu da gezegenin yüzeyini görmemizi engeller. Atmosfer (gaz kabuğu), 1761'de M. V. Lomonosov tarafından keşfedildi ve bu da Venüs'ün Dünya ile benzerliğini gösterdi. Gezegenin uydusu yok.

Trafik.

Venüs, 224.7 Dünya gününde 35 km/sn hızla atladığı neredeyse dairesel bir yörüngeye (0.007) sahiptir. Güneş'e 108,2 milyon km uzaklıkta. Venüs kendi ekseni etrafında 243 Dünya gününde döner - tüm gezegenler arasında maksimum süre. Venüs, kendi ekseni etrafında zıt yönde, yani yörüngesine zıt yönde döner. Bu yavaş ve ters dönüş, Venüs'ten görüldüğü gibi, Güneş'in yılda sadece iki kez doğup battığı anlamına gelir, çünkü bir Venüs günü 117 Dünya gününe eşittir. Venüs'ün dönme ekseni yörünge düzlemine neredeyse diktir (3 ° eğim), bu nedenle yılın mevsimi yoktur - bir gün diğerine benzer, aynı süreye ve aynı havaya sahiptir. Bu hava tekdüzeliği, Venüs atmosferinin özgüllüğü ile daha da geliştirilmiştir - güçlü sera etkisi. Ay gibi Venüs'ün de kendi evreleri vardır.

Sıcaklık.

Sıcaklık, hem gündüz hem de gece boyunca tüm yüzeyde yaklaşık 750 K'dir. Venüs'ün yüzeyine yakın bu kadar yüksek bir sıcaklığın nedeni sera etkisidir: güneş ışınları atmosferinin bulutlarından nispeten kolayca geçer ve gezegenin yüzeyini ısıtır, ancak yüzeyin termal kızılötesi radyasyonu atmosferden kaçar. büyük zorluklarla uzaya geri döndü. Atmosferdeki karbondioksit miktarının düşük olduğu Dünya'da, doğal sera etkisi küresel sıcaklığı 30°C artırırken, Venüs'te sıcaklığı 400°C daha yükseltir. Venüs üzerindeki en güçlü sera etkisinin fiziksel sonuçlarını inceleyerek, fosil yakıtların yanması nedeniyle atmosferdeki artan karbondioksit konsantrasyonunun neden olduğu aşırı ısının Dünya'da birikmesinin sonuçları hakkında iyi bir fikre sahibiz. - kömür ve petrole yol açabilir.

1970 yılında, Venüs'e inen ilk uzay aracı, bunaltıcı sıcaklığa yalnızca bir saat dayanabildi, ancak bu, yüzey koşullarıyla ilgili verileri geri göndermek için yeterli bir zamandı.

Atmosfer.

Venüs'ün esrarengiz atmosferi, son yirmi yıldır robotik keşif programının merkezinde yer aldı. Araştırmasının en önemli yönleri, hava ortamının kimyasal bileşimi, dikey yapısı ve dinamikleriydi. Optik elektromanyetik dalgaların atmosfere girmesine karşı aşılmaz bir bariyer rolü oynayan bulut örtüsüne çok dikkat edildi. Venüs'ü televizyonda çekerken, sadece bulut örtüsünün görüntüsünü elde etmek mümkün oldu. Havanın olağanüstü kuruluğu ve troposferin yüzey ve alt katmanlarının gerçek sıcaklığının etkili (denge) üzerinde 500'den fazla olduğu ortaya çıktığı için olağanüstü sera etkisi anlaşılmazdı.

Sera etkisinden dolayı Venüs'ün atmosferi aşırı derecede sıcak ve kurudur. Güneşten gelen ısıyı tutan yoğun bir karbondioksit örtüsüdür. Sonuç olarak, büyük miktarda termal enerji birikir. Yüzeydeki basınç 90 bar'dır (Dünya denizlerinde 900 m derinlikte olduğu gibi). Uzay gemileri, atmosferin ezici, ezici gücüne dayanacak şekilde tasarlanmalıdır.

Venüs'ün atmosferi esas olarak bir tür battaniye görevi görebilen, güneşin ısısını hapsedebilen ve az miktarda nitrojen (N 2) -%2,0 olan karbondioksitten (CO 2) -%97 oluşur. , su buharı (H 2 O) -%0.05 ve oksijen (O) -%0.1. Hidroklorik asit (HCl) ve hidroflorik asit (HF) küçük safsızlıklar olarak bulundu. Venüs ve Dünya'daki toplam karbondioksit miktarı yaklaşık olarak aynıdır. Sadece Dünya'da tortul kayalara bağlanır ve kısmen okyanusların su kütleleri tarafından emilirken, Venüs'te hepsi atmosferde yoğunlaşmıştır. Gün boyunca, gezegenin yüzeyi, Dünya'nın bulutlu bir gününde olduğu gibi yaklaşık olarak aynı yoğunlukta saçılan güneş ışığı tarafından aydınlatılır. Geceleri Venüs'te çok fazla yıldırım görüldü.

Venüs'ün bulutları, mikroskobik konsantre sülfürik asit damlacıklarından (H 2 SO 4) oluşur. Üst bulut tabakası yüzeyden 90 km uzakta, oradaki sıcaklık yaklaşık 200 K; alt katman 30 km uzaklıkta, sıcaklık yaklaşık 430 K. Daha düşük olsa bile o kadar sıcak ki bulut yok. Elbette Venüs'ün yüzeyinde sıvı su yoktur. Üst bulut katmanı seviyesindeki Venüs'ün atmosferi, gezegenin yüzeyiyle aynı yönde, ancak çok daha hızlı dönerek 4 günde bir devrim yapar; bu fenomene süperrotasyon denir ve bunun için henüz bir açıklama bulunamadı.

Yüzey.

Venüs'ün yüzeyi yüz binlerce volkanla kaplıdır. Çok büyük birkaç tane var: 3 km yüksekliğinde ve 500 km genişliğinde. Ancak volkanların çoğu 2-3 km çapında ve yaklaşık 100 m yüksekliğindedir. Lavların Venüs'e dökülmesi, Dünya'dan çok daha uzun sürer. Venüs, buz, yağmur veya fırtınaların oluşması için çok sıcaktır, bu nedenle önemli bir ayrışma (ayrışma) meydana gelmez. Bu, volkanların ve kraterlerin milyonlarca yıl önce oluştuklarından bu yana neredeyse hiç değişmediği anlamına gelir.

Venüs katı kayalarla kaplıdır. Sıcak lav bunların altında dolaşarak ince bir yüzey tabakasında gerilime neden olur. Lav, katı kayadaki deliklerden ve çatlaklardan sürekli olarak fışkırır. Ek olarak, volkanlar sürekli olarak küçük sülfürik asit damlacıkları püskürtür. Bazı yerlerde, yavaş yavaş sızan kalın lav, 25 km genişliğe kadar büyük su birikintileri şeklinde birikir. Diğer yerlerde, kubbenin yüzeyinde büyük lav kabarcıkları oluşur ve bunlar daha sonra düşer.

Venüs'ün yüzeyinde, karasal koşullar altında birincil volkanik kayaların bileşimine değil, eksojen işleme tabi tutulmuş ikincil kayalara karşılık gelen potasyum, uranyum ve toryum açısından zengin bir kaya bulundu. Diğer yerlerde, yüzeyde 2.7-2.9 g/cm yoğunluğa sahip koyu renkli kayalardan oluşan iri moloz ve bloklu malzeme ve bazaltlara özgü diğer elementler oluşur. Böylece, Venüs'ün yüzey kayalarının Ay, Merkür ve Mars'takiyle aynı olduğu ortaya çıktı, temel bileşimin magmatik kayaları patladı.

Venüs'ün içi hakkında çok az şey biliniyor. Muhtemelen yarıçapının %50'sini kaplayan bir metal çekirdeğe sahiptir. Ancak gezegenin çok yavaş dönüşü nedeniyle manyetik bir alanı yoktur.

Venüs, bir zamanlar zannedildiği gibi hiçbir şekilde misafirperver bir dünya değildir. Atmosferi karbondioksit, sülfürik asit bulutları ve korkunç ısı ile insanlar için kesinlikle uygun değildir. Bu bilginin ağırlığı altında, bazı umutlar çöktü: sonuçta, 20 yıldan daha kısa bir süre önce, birçok bilim adamı Venüs'ü uzay araştırmaları için Mars'tan daha umut verici bir nesne olarak gördü.

Toprak.

Genel bilgi.

Dünya, güneş sistemindeki Güneş'ten üçüncü gezegendir. Dünya'nın şekli elipsoide yakındır, kutuplarda düzleşir ve ekvator bölgesinde gerilir. Dünyanın ortalama yarıçapı 6371.032 km, kutup - 6356.777 km, ekvator - 6378.160 km'dir. Ağırlık - 5.976 * 1024 kg. Dünyanın ortalama yoğunluğu 5518 kg/m3'tür. Dünyanın yüzey alanı 510,2 milyon km² olup, bunun yaklaşık %70.8'i Dünya Okyanusundadır. Ortalama derinliği yaklaşık 3.8 km, maksimum (Pasifik Okyanusu'ndaki Mariana Çukuru) 11.022 km'dir; su hacmi 1370 milyon km³, ortalama tuzluluk 35 g/l'dir. Kara, sırasıyla %29,2'sini oluşturur ve altı kıta ve adadan oluşur. Deniz seviyesinden ortalama 875 m yükselir; en yüksek yükseklik (Himalayalardaki Chomolungma zirvesi) 8848 m'dir Dağlar kara yüzeyinin 1 / 3'ünden fazlasını kaplar. Çöller, kara yüzeyinin yaklaşık %20'sini, savanları ve hafif ormanları - yaklaşık %20'sini, ormanları - yaklaşık %30'unu, buzulları - %10'dan fazlasını kaplar. Arazinin %10'undan fazlası tarım arazileri tarafından işgal edilmiştir.

Dünya'nın tek uydusu vardır, Ay.

Eşsiz, belki de Evrendeki tek doğal koşullar sayesinde Dünya, organik yaşamın ortaya çıktığı ve geliştiği yer haline geldi. Modern kozmogonik kavramlara göre, gezegen yaklaşık 4,6 - 4,7 milyar yıl önce Güneş'in çekimi tarafından yakalanan bir gezegen öncesi buluttan oluşmuştur. İncelenen kayaların en eskisi olan ilkinin oluşumu 100-200 milyon yıl sürmüştür. Yaklaşık 3.5 milyar yıl önce, yaşamın ortaya çıkması için uygun koşullar ortaya çıktı. Homo sapiens (Homo sapiens) bir tür olarak yaklaşık yarım milyon yıl önce ortaya çıktı ve modern insan tipinin oluşumu, ilk buzulun geri çekilme zamanına, yani yaklaşık 40 bin yıl öncesine bağlanıyor.

Trafik.

Diğer gezegenler gibi, Güneş'in etrafında eksantrikliği 0.017 olan eliptik bir yörüngede hareket eder. Yörüngenin farklı noktalarında Dünya'dan Güneş'e olan mesafe aynı değildir. Ortalama mesafe yaklaşık 149.6 milyon km'dir. Gezegenimizin Güneş etrafındaki hareketi sürecinde, dünyanın ekvator düzlemi, yörüngenin bazı kısımlarında küre kuzey yarım küresi ile Güneş'e eğimli olacak şekilde kendisine paralel hareket eder ve diğerlerinde - güneyi ile. Güneş etrafındaki devrim periyodu 365.256 gündür, günlük dönüşle - 23 saat 56 dakika. Dünyanın dönme ekseni, Güneş etrafındaki hareketinin düzlemine 66,5º'lik bir açıyla yerleştirilmiştir.

Atmosfer .

Dünya'nın atmosferi %78 nitrojen ve %21 oksijenden oluşur (atmosferde çok az sayıda başka gaz vardır); jeolojik, kimyasal ve biyolojik süreçlerin etkisi altında uzun bir evrimin sonucudur. Belki de Dünya'nın ilk atmosferi hidrojen açısından zengindi ve daha sonra kaçtı. Bağırsakların gazdan arındırılması, atmosferi karbondioksit ve su buharı ile doldurdu. Ancak buhar okyanuslarda yoğunlaştı ve karbondioksit karbonat kayalarında hapsoldu. Böylece atmosferde azot kaldı ve biyosferin yaşamsal faaliyetinin bir sonucu olarak oksijen yavaş yavaş ortaya çıktı. 600 milyon yıl önce bile havadaki oksijen içeriği bugünkünden 100 kat daha düşüktü.

Gezegenimiz geniş bir atmosferle çevrilidir. Sıcaklığa göre, atmosferin bileşimi ve fiziksel özellikleri farklı katmanlara ayrılabilir. Troposfer, Dünya yüzeyi ile 11 km yükseklik arasındaki bölgedir. Bu, havadaki su buharının çoğunu içeren oldukça kalın ve yoğun bir tabakadır. Dünya sakinlerini doğrudan ilgilendiren hemen hemen tüm atmosferik olaylar içinde gerçekleşir. Troposfer bulutları, yağışları vb. İçerir. Troposferi bir sonraki atmosferik katman olan stratosferden ayıran katmana tropopoz denir. Bu, çok düşük sıcaklıklara sahip bir alandır.

Stratosferin bileşimi troposferinkiyle aynıdır, ancak ozon ortaya çıkar ve içinde yoğunlaşır. İyonosfer yani iyonize hava tabakası hem troposferde hem de alt tabakalarda oluşur. Yüksek frekanslı radyo dalgalarını yansıtır.

Okyanus yüzeyi seviyesindeki atmosferik basınç, normal koşullar altında yaklaşık 0,1 MPa'dır. Dünyanın atmosferinin evrim sürecinde büyük ölçüde değiştiğine inanılmaktadır: kayalarla uzun süreli etkileşimler ve biyosferin, yani bitki ve hayvanların katılımıyla oksijenle zenginleştirilmiş ve modern bir bileşim kazanmıştır. organizmalar. Bu tür değişikliklerin gerçekten gerçekleştiğine dair kanıtlar, örneğin, tortul kayaçlardaki kömür birikintileri ve kalın karbonat birikintileridir; bunlar, eskiden dünya atmosferinin bir parçası olan büyük miktarda karbon içerirler. karbonmonoksit. Bilim adamları, antik atmosferin volkanik patlamaların gazlı ürünlerinden kaynaklandığına inanıyor; Bileşimi, eski kayaların oyuklarında "duvarlanmış" gaz örneklerinin kimyasal analizi ile değerlendirilir. Yaklaşık 3.5 milyar yaşında olan incelenen numuneler yaklaşık %60 karbondioksit içerir ve kalan %40 kükürt bileşikleri, amonyak, hidrojen klorür ve florürdür. Az miktarda azot ve soy gazlar bulundu. Tüm oksijen kimyasal olarak bağlıydı.

Dünyadaki biyolojik süreçler için ozonosfer çok önemlidir - 12 ila 50 km yükseklikte bulunan ozon tabakası. 50-80 km'nin üzerindeki alana iyonosfer denir. Bu katmandaki atomlar ve moleküller, güneş radyasyonu, özellikle ultraviyole radyasyon tarafından yoğun şekilde iyonize edilir. Ozon tabakası olmasaydı, radyasyon akışları Dünya'nın yüzeyine ulaşacak ve orada bulunan canlı organizmalarda yıkıma neden olacaktı. Son olarak, 1000 km'den daha büyük mesafelerde, gaz o kadar seyrekleşir ki, moleküller arasındaki çarpışmalar önemli bir rol oynamayı bırakır ve atomlar yarıdan fazla iyonize olur. Yaklaşık 1,6 ve 3,7 Dünya yarıçapında bir yükseklikte birinci ve ikinci radyasyon kuşakları bulunur.

Gezegenin yapısı.

Dünyanın iç yapısının incelenmesindeki ana rol, sismik olaylar sırasında - doğal depremler sırasında ve bunun sonucunda meydana gelen elastik dalgaların (hem boyuna hem de enine) kalınlığındaki yayılımın çalışmasına dayanan sismik yöntemlerle oynanır. patlamalar. Bu çalışmalara dayanarak, Dünya geleneksel olarak üç bölgeye ayrılmıştır: kabuk, manto ve çekirdek (merkezde). Dış katman - kabuk - ortalama yaklaşık 35 km kalınlığa sahiptir. Yerkabuğunun ana türleri kıtasal (anakara) ve okyanustur; anakaradan okyanusa geçiş bölgesinde, bir ara kabuk türü geliştirilir. Kabuğun kalınlığı oldukça geniş bir aralıkta değişir: okyanus kabuğu (su tabakası dikkate alınarak) yaklaşık 10 km kalınlığa sahipken, kıtasal kabuğun kalınlığı onlarca kat daha fazladır. Yüzey çökelleri yaklaşık 2 km kalınlığında bir tabaka kaplar. Altlarında bir granit tabakası (kıtalarda kalınlığı 20 km'dir) ve altında - yaklaşık 14 km (hem kıtalarda hem de okyanuslarda) bazalt tabakası (alt kabuk). Dünyanın merkezindeki yoğunluk yaklaşık 12,5 g/cm³'tür. Ortalama yoğunluklar: 2,6 g / cm - Dünya yüzeyinde, 2,67 g / cm - granit, 2,85 g / cm - bazalt için.

Silikat kabuğu olarak da adlandırılan Dünya'nın mantosu yaklaşık 35 ila 2885 km derinliğe kadar uzanır. Kabuktan, hem boyuna hem de enine elastik sismik dalgaların hızlarının ve ayrıca mekanik yoğunluğun aniden arttığı keskin bir sınırla (Mohorovich sınırı olarak adlandırılır) ayrılır. Mantodaki yoğunluklar, derinlik arttıkça yaklaşık 3,3'ten 9,7 g/cm3'e yükselir. Geniş litosferik plakalar, kabukta ve (kısmen) mantoda bulunur. Onların seküler hareketleri, yalnızca Dünya'nın görünümünü belirgin şekilde etkileyen kıtaların kaymasını belirlemekle kalmaz, aynı zamanda gezegendeki sismik bölgelerin konumuyla da ilgilidir. Sismik yöntemlerle keşfedilen bir başka sınır (Gutenberg sınırı) - manto ile dış çekirdek arasında - 2775 km derinlikte bulunur. Üzerinde boyuna dalgaların hızı 13,6 km/s'den (mantoda) 8,1 km/s'ye (çekirdekte) düşerken, enine dalgaların hızı 7,3 ​​km/s'den sıfıra düşer. İkincisi, dış çekirdeğin sıvı olduğu anlamına gelir. Modern kavramlara göre, dış çekirdek kükürt (%12) ve demirden (%88) oluşur. Son olarak, 5120 km'den daha büyük derinliklerde, sismik yöntemler, Dünya kütlesinin %1,7'sini oluşturan katı bir iç çekirdeğin varlığını ortaya koymaktadır. Muhtemelen bu bir demir-nikel alaşımıdır (%80 Fe, %20 Ni).

Dünyanın yerçekimi alanı, Newton'un evrensel yerçekimi yasası tarafından yüksek doğrulukla tanımlanır. Dünya yüzeyindeki serbest düşüş ivmesi, Dünya'nın dönüşü nedeniyle hem yerçekimi hem de merkezkaç kuvveti tarafından belirlenir. Gezegenin yüzeyine yakın serbest düşüş ivmesi 9.8 m/s²'dir.

Dünyanın ayrıca manyetik ve elektrik alanları vardır. Dünya yüzeyinin üzerindeki manyetik alan, sabit (veya yeterince yavaş değişen) ve değişken bir kısımdan oluşur; ikincisi genellikle manyetik alanın varyasyonları olarak adlandırılır. Ana manyetik alan dipole yakın bir yapıya sahiptir. Dünyanın 7.98T10^25 cgsm birimine eşit olan manyetik dipol momenti, şu anda manyetik kutuplar coğrafi kutuplara göre biraz kaymış olsa da, mekanik olanın yaklaşık olarak zıt yönüne yönlendirilmiştir. Ancak konumları zamanla değişir ve bu değişiklikler oldukça yavaş olmasına rağmen, jeolojik zaman aralıklarında paleomanyetik verilere göre manyetik inversiyonlar, yani kutup terslikleri bile tespit edilir. Kuzey ve güney manyetik kutuplardaki manyetik alan kuvvetleri sırasıyla 0,58 ve 0,68 Oe ve jeomanyetik ekvatorda yaklaşık 0,4 Oe'dir.

Dünya yüzeyinin üzerindeki elektrik alanı, yaklaşık 100 V / m'lik bir ortalama yoğunluğa sahiptir ve dikey olarak aşağıya doğru yönlendirilir - bu sözde açık hava alanıdır, ancak bu alan önemli (hem periyodik hem de düzensiz) değişiklikler yaşar.

Ay.

Ay, Dünya'nın doğal bir uydusu ve bize en yakın gök cismi. Ay'a olan ortalama uzaklık 384.000 kilometre, Ay'ın çapı ise yaklaşık 3476 km'dir. Ay'ın ortalama yoğunluğu 3,347 g/cm3 veya Dünya'nın ortalama yoğunluğunun yaklaşık 0,607'sidir. Uydunun kütlesi 73 trilyon tondur. Ay yüzeyindeki yerçekimi ivmesi 1.623 m/s²'dir.

Ay, Güneş Sistemi'ndeki diğer cisimlerin büyük çoğunluğunun hareket ettiği yönde, yani Ay'ın yörüngesinden bakıldığında saat yönünün tersine, yaklaşık elips şeklinde bir yörüngede, Dünya'nın etrafında ortalama 1.02 km/s hızla hareket eder. Dünyanın Kuzey Kutbu. Ay'ın Dünya etrafındaki dönüş süresi, sözde yıldız ayı, 27.321661 ortalama güne eşittir, ancak hafif dalgalanmalara ve çok küçük bir dünyevi azalmaya tabidir.

Atmosfer tarafından korunmayan Ay'ın yüzeyi gün boyunca +110°C'ye kadar ısınır ve geceleri -120°C'ye kadar soğur, ancak radyo gözlemlerinin gösterdiği gibi, bu büyük sıcaklık dalgalanmaları sadece birkaç tanesine nüfuz eder. yüzey katmanlarının son derece zayıf termal iletkenliği nedeniyle derin desimetre.

Ay yüzeyinin kabartması, uzun yıllar süren teleskopik gözlemlerin bir sonucu olarak temel olarak aydınlatıldı. Ay'ın görünür yüzeyinin yaklaşık% 40'ını kaplayan "Ay denizleri", çatlaklar ve alçak sarma milleri ile geçen düz ovalardır; denizlerde nispeten az sayıda büyük krater vardır. Birçok deniz, eşmerkezli halka sırtlarıyla çevrilidir. Geri kalan, daha hafif yüzey çok sayıda krater, halka şeklindeki sırtlar, oluklar vb. ile kaplıdır.

Mars.

Genel bilgi.

Mars, güneş sistemindeki dördüncü gezegendir. Mars - Yunan "Mas" dan - erkek gücü - savaş tanrısı. Ana fiziksel özelliklere göre, Mars karasal gezegenlere aittir. Çap olarak, Dünya ve Venüs'ün neredeyse yarısı kadardır. Güneş'ten ortalama uzaklığı 1.52 AU'dur. Ekvator yarıçapı 3380 km'dir. Gezegenin ortalama yoğunluğu 3950 kg/m3'tür. Mars'ın iki uydusu var - Phobos ve Deimos.

Atmosfer.

Gezegen gazlı bir kabukla örtülüdür - dünyanınkinden daha düşük yoğunluğa sahip bir atmosfer. Atmosfer basıncının en yüksek olduğu Mars'ın derin çöküntülerinde bile, Dünya yüzeyinden yaklaşık 100 kat, Mars dağ zirveleri seviyesinde ise 500-1000 kat daha azdır. Bileşiminde Venüs atmosferine benzer ve %2,7 nitrojen, %1,6 argon, %0,07 karbon monoksit, %0,13 oksijen ve yaklaşık %0,03 su buharı karışımıyla %95,3 karbondioksit içerir, içeriği değişen, yanı sıra neon, kripton, ksenon safsızlıkları.

Mars'taki ortalama sıcaklık, Dünya'dan çok daha düşüktür, yaklaşık -40 ° C. Yaz aylarında en uygun koşullar altında, gezegenin gündüz yarısında, hava 20 ° C'ye kadar ısınır - sakinler için oldukça kabul edilebilir bir sıcaklık Yeryüzünün. Ancak bir kış gecesinde don -125 ° C'ye ulaşabilir. Bu tür keskin sıcaklık düşüşlerine, Mars'ın nadir atmosferinin ısıyı uzun süre tutamaması neden olur.

Hızı 100 m/s'ye ulaşan güçlü rüzgarlar genellikle gezegenin yüzeyinde eser. Düşük yerçekimi, nadir görülen hava akımlarının bile devasa toz bulutları oluşturmasına izin verir. Bazen Mars'taki oldukça geniş alanlar görkemli toz fırtınalarıyla kaplanır. Küresel toz fırtınası Eylül 1971'den Ocak 1972'ye kadar sürdü ve atmosfere yaklaşık bir milyar ton tozu 10 km'den daha yüksek bir yüksekliğe kaldırdı.

Mars atmosferinde çok az su buharı vardır, ancak alçak basınç ve sıcaklık, doygunluğa yakın bir durumdadır ve genellikle bulutlar halinde toplanır. Mars bulutları, çeşitli şekil ve türlere sahip olmalarına rağmen, Dünya'daki bulutlara kıyasla oldukça ifadesizdir: sirrus, dalgalı, rüzgar altı (büyük dağların yakınında ve büyük kraterlerin yamaçlarının altında, rüzgardan korunan yerlerde). Ovalar, kanyonlar, vadiler üzerinde - ve günün soğuk saatlerinde kraterlerin dibinde genellikle sis olur.

Amerikan iniş istasyonları "Viking-1" ve "Viking-2" den gelen görüntülerin gösterdiği gibi, açık havadaki Mars gökyüzünün pembemsi bir rengi vardır, bu da güneş ışığının toz parçacıklarına saçılması ve sisin aydınlatılmasıyla açıklanır. gezegenin turuncu yüzeyi. Bulutların yokluğunda, Mars'ın gazlı kabuğu, canlı organizmalar için tehlikeli ultraviyole ışınları da dahil olmak üzere, dünyanınkinden çok daha şeffaftır.

Mevsimler.

Mars'ta bir güneş günü 24 saat 39 dakika sürer. 35 sn. Ekvatorun yörünge düzlemine önemli bir eğimi, yörüngenin bazı bölgelerinde, esas olarak Mars'ın kuzey enlemlerinin Güneş tarafından aydınlatılması ve ısıtılması, diğerlerinde - güney olanlar, yani mevsim değişikliği. Mars yılı yaklaşık 686.9 gün uzunluğundadır. Mars'ta mevsimlerin değişimi Dünya'dakiyle aynıdır. Mevsimsel değişiklikler en çok kutup bölgelerinde belirgindir. Kışın, kutup kapakları önemli bir alanı kaplar. Kuzey kutup başlığının sınırı, kutuptan ekvatordan uzaklığın üçte biri kadar uzaklaşabilir ve güney kutup başlığının sınırı bu mesafenin yarısını aşar. Bu fark, kuzey yarımkürede kışın Mars'ın yörüngesinin günberisinden geçtiği ve güney yarımkürede afelden geçtiği zaman meydana gelmesi gerçeğinden kaynaklanmaktadır. Bu nedenle, güney yarım kürede kışlar kuzeyden daha soğuktur. Mars yörüngesinin eliptikliği, kuzey ve güney yarımkürelerin ikliminde önemli farklılıklara yol açar: orta enlemlerde kışlar daha soğuktur ve yazlar güneydekilerden daha sıcaktır, ancak kuzeydekilerden daha kısadır .. Yaz geldiğinde Mars'ın kuzey yarım küresinde, kuzey kutup başlığı hızla azalır, ancak şu anda bir başkası büyür - kışın başladığı güney kutbunun yakınında. AT geç XIX- 20. yüzyılın başında, Mars'ın kutup başlıklarının buzullar ve kar olduğuna inanılıyordu. Modern verilere göre, gezegenin her iki kutup başlığı - kuzey ve güney - katı karbondioksitten, yani Mars atmosferinin bir parçası olan karbondioksitin donması ve su buzu ile karıştırılmasıyla oluşan kuru buzdan oluşur. maden tozu.

Gezegenin yapısı.

Düşük kütle nedeniyle, Mars'taki yerçekimi Dünya'dan neredeyse üç kat daha düşüktür. Şu anda, Mars'ın yerçekimi alanının yapısı ayrıntılı olarak incelenmiştir. Gezegendeki düzgün yoğunluk dağılımından hafif bir sapmayı gösterir. Çekirdek, gezegenin yarıçapının yarısına kadar bir yarıçapa sahip olabilir. Görünüşe göre, saf demir veya bir Fe-FeS (demir-demir sülfür) alaşımından ve muhtemelen bunlarda çözünmüş hidrojenden oluşur. Görünüşe göre, Mars'ın çekirdeği kısmen veya tamamen sıvı haldedir.

Mars, 70-100 km kalınlığında kalın bir kabuğa sahip olmalıdır. Çekirdek ile kabuk arasında demirce zenginleştirilmiş bir silikat manto bulunur. Yüzey kayalarında bulunan kırmızı demir oksitler gezegenin rengini belirler. Şimdi Mars soğumaya devam ediyor.

Gezegenin sismik aktivitesi zayıf.

Yüzey.

Mars'ın yüzeyi ilk bakışta aya benziyor. Bununla birlikte, aslında, rahatlaması çok çeşitlidir. Mars'ın uzun jeolojik tarihi boyunca, yüzeyi volkanik patlamalar ve marsquas tarafından değiştirildi. Savaş tanrısının yüzünde meteorlar, rüzgar, su ve buz tarafından derin izler bırakılmıştır.

Gezegenin yüzeyi, adeta iki zıt kısımdan oluşur: güney yarım küreyi kaplayan eski yaylalar ve kuzey enlemlerinde yoğunlaşan genç ovalar. Ek olarak, iki büyük volkanik bölge öne çıkıyor - Elysium ve Tharsis. Dağlık ve düz alanlar arasındaki yükseklik farkı 6 km'ye ulaşıyor. Farklı alanların neden birbirinden bu kadar farklı olduğu hala belirsizdir. Belki de böyle bir bölünme, çok eski bir felaketle ilişkilidir - Mars'ta büyük bir asteroitin düşüşü.

Yüksek dağlık kısım, yaklaşık 4 milyar yıl önce gerçekleşen aktif bir göktaşı bombardımanının izlerini korumuştur. Meteor kraterleri gezegen yüzeyinin 2/3'ünü kaplar. Eski yaylalarda neredeyse Ay'daki kadar var. Ancak birçok Mars krateri, hava koşulları nedeniyle "şeklini kaybetti". Bazıları, görünüşe göre, bir zamanlar su akıntıları tarafından yıkandı. Kuzey ovaları tamamen farklı görünüyor. 4 milyar yıl önce çok sayıda göktaşı kraterleri vardı, ancak daha önce bahsedilen felaket olayı onları gezegen yüzeyinin 1 / 3'ünden sildi ve bu alandaki kabartması yeniden oluşmaya başladı. Ayrı göktaşları daha sonra oraya düştü, ancak genel olarak kuzeyde birkaç çarpma krateri var.

Bu yarım kürenin görünümü volkanik aktivite ile belirlendi. Ovaların bir kısmı tamamen eski magmatik kayalarla kaplıdır. Sıvı lav akıntıları yüzeye yayıldı, katılaştı ve üzerlerinden yeni akıntılar aktı. Bu taşlaşmış "nehirler" büyük volkanların çevresinde yoğunlaşmıştır. Lav dillerinin uçlarında karasal tortul kayaçlara benzer yapılar gözlenir. Muhtemelen, sıcak püsküren kütleler yeraltı buz katmanlarını erittiğinde, Mars yüzeyinde yavaş yavaş kuruyan oldukça geniş rezervuarlar oluştu. Lav ve yeraltı buzunun etkileşimi ayrıca çok sayıda oluk ve çatlağın ortaya çıkmasına neden oldu. Volkanlardan uzak, kuzey yarımkürenin alçak bölgeleri kum tepeleriyle kaplıdır. Özellikle birçoğu kuzey kutup kapağının yakınında.

Volkanik manzaraların bolluğu, uzak geçmişte Mars'ın oldukça çalkantılı bir jeolojik dönem yaşadığını, büyük olasılıkla yaklaşık bir milyar yıl önce sona erdiğini gösteriyor. En aktif süreçler Elysium ve Tharsis bölgelerinde gerçekleşti. Bir zamanlar Mars'ın bağırsaklarından kelimenin tam anlamıyla sıkılmışlardı ve şimdi görkemli şişlikler şeklinde yüzeyinin üzerine çıkıyorlar: Elysium 5 km yüksekliğinde, Tharsis - 10 km. Mars kabuğundaki eski süreçlerin izleri olan bu şişliklerin etrafında çok sayıda fay, çatlak, sırt yoğunlaşmıştır. Birkaç kilometre derinliğindeki en görkemli kanyon sistemi - Mariner Vadisi - Tharsis Dağları'nın tepesinde başlar ve 4 bin kilometre doğuya uzanır. Vadinin orta kesiminde genişliği birkaç yüz kilometreye ulaşıyor. Geçmişte, Mars atmosferi daha yoğun olduğunda, su kanyonlara akabilir ve içlerinde derin göller oluşturabilirdi.

Mars volkanları, dünya standartlarına göre istisnai fenomenlerdir. Ancak aralarında bile Tharsis Dağları'nın kuzeybatısında yer alan Olympus yanardağı öne çıkıyor. Bu dağın tabanının çapı 550 km'ye ulaşır ve yüksekliği 27 km'dir, yani. Dünyanın en yüksek zirvesi olan Everest'in üç katı yüksekliğindedir. Olympus, 60 kilometrelik devasa bir kraterle taçlandırılmıştır. Tharsis Dağları'nın en yüksek bölümünün doğusunda başka bir yanardağ keşfedildi - Alba. Yükseklik olarak Olympus ile rekabet edemese de taban çapı neredeyse üç kat daha büyüktür.

Bu volkanik koniler, bileşim olarak Hawaii Adaları'ndaki karasal volkanların lavlarına benzer şekilde, çok sıvı lavların sakin püskürmelerinin sonucudur. Diğer dağların yamaçlarındaki volkanik kül izleri, Mars'ta zaman zaman yıkıcı patlamaların meydana geldiğini gösteriyor.

Geçmişte akan su, Mars kabartmasının şekillenmesinde büyük rol oynadı. Çalışmanın ilk aşamalarında Mars, gökbilimcilere çöl ve susuz bir gezegen gibi görünüyordu, ancak Mars'ın yüzeyi yakın mesafeden fotoğraflandığında, eski yaylalarda sık sık akan sudan kalmış gibi oluklar olduğu ortaya çıktı. Bazıları yıllar önce fırtınalı, hızlı akıntılar tarafından delinmiş gibi görünüyor. Bazen yüzlerce kilometre boyunca uzanırlar. Bu "derelerin" bazılarının oldukça saygılı bir yaşı var. Diğer vadiler, sakin dünyevi nehirlerin yataklarına çok benzer. Görünüşlerini muhtemelen yeraltı buzunun erimesine borçlular.

Mars hakkında bazı ek bilgiler, doğal uyduları Phobos ve Deimos'un çalışmalarına dayanan dolaylı yöntemlerle elde edilebilir.

Mars uyduları.

Mars'ın uyduları, 11 ve 17 Ağustos 1877'de Amerikalı astronom Asaph Hall'un büyük muhalefeti sırasında keşfedildi. Uydular Yunan mitolojisinden böyle isimler aldı: Ares (Mars) ve Afrodit'in (Venüs) oğulları Phobos ve Deimos, her zaman babalarına eşlik etti. Yunancadan çevrilen “phobos” “korku”, “deimos” ise “korku” anlamına gelir.

Fobolar. Deimler.

Mars'ın her iki uydusu da neredeyse tam olarak gezegenin ekvator düzleminde hareket eder. Uzay aracı yardımıyla Phobos ve Deimos'un düzensiz bir şekle sahip oldukları ve yörünge konumlarında her zaman aynı tarafta gezegene dönük kaldıkları tespit edildi. Phobos'un boyutları yaklaşık 27 km ve Deimos - yaklaşık 15 km'dir. Mars uydularının yüzeyi çok koyu minerallerden oluşur ve çok sayıda kraterle kaplıdır. Bunlardan biri - Phobos'ta yaklaşık 5,3 km çapındadır. Kraterler muhtemelen göktaşı bombardımanı tarafından üretilir; paralel oluklar sisteminin kökeni bilinmemektedir. Phobos'un yörünge hareketinin açısal hızı o kadar büyüktür ki, diğer armatürlerin aksine, Phobos batıda yükselir, gezegenin eksenel dönüşünü sollar ve doğuda batar.

Mars'ta yaşam arayışı.

Uzun bir süre boyunca, Mars'ta dünya dışı yaşam formları arandı. Gezegenin Viking serisinin uzay aracı tarafından incelenmesi sırasında, üç karmaşık biyolojik deney yapıldı: piroliz ayrışması, gaz değişimi, etiket ayrışması. Dünyevi yaşamı inceleme deneyimine dayanırlar. Piroliz bozunma deneyi, karbon içeren fotosentez süreçlerinin tanımına dayanıyordu, etiket ayrıştırma deneyi, suyun varoluş için gerekli olduğu varsayımına dayanıyordu ve gaz alışverişi deneyi, Mars yaşamının bir çözücü olarak suyu kullanması gerektiğini hesaba katıyordu. Her üç biyolojik deney de olumlu bir sonuç vermesine rağmen, muhtemelen doğaları gereği biyolojik değildirler ve besin çözeltisinin Mars doğasına ait malzeme ile inorganik reaksiyonları ile açıklanabilirler. Dolayısıyla Mars'ın yaşamın ortaya çıkması için şartlara sahip olmayan bir gezegen olduğunu özetleyebiliriz.

Çözüm

Gezegenimizin mevcut durumu ve Dünya grubunun gezegenleri ile tanıştık. Gezegenimizin ve aslında tüm gezegen sisteminin geleceği, eğer öngörülemeyen bir şey olmazsa, açık görünüyor. Gezegenlerin kurulu düzeninin, birkaç milyar yıl içinde bile, dolaşan bir yıldız tarafından bozulma olasılığı küçüktür. Yakın gelecekte, güneş enerjisi akışında güçlü değişiklikler beklenmemelidir. Buzul çağlarının tekrar etmesi muhtemeldir. Bir kişi iklimi değiştirebilir, ancak bunu yaparken bir hata yapabilir. Kıtalar sonraki dönemlerde yükselecek ve düşecek, ancak süreçlerin yavaş olacağını umuyoruz. Büyük göktaşı etkileri zaman zaman mümkündür.

Ancak çoğunlukla güneş sistemi mevcut görünümünü koruyacaktır.

Plan.

1. Giriş.

2. Merkür.

3. Venüs.

6. Sonuç.

7. Edebiyat.

Merkür gezegeni.

Merkür yüzeyi.

Gezegen Venüs.

Venüs yüzeyi.

Dünya gezegeni.

Arazi yüzeyi.

Mars gezegeni.

Mars yüzeyi.

Volkan Olimpos

Kreneva Evgenia

Kağıt, Dünya grubuna ait gezegenleri açıklar. Bu gezegenlerdeki koşullar, onların ortak özellikler, hem de her gezegenin özellikleri.

İndirmek:

Ön izleme:

Sunumların önizlemesini kullanmak için bir Google hesabı (hesap) oluşturun ve oturum açın: https://accounts.google.com

Slayt başlıkları:

KARASAL GRUBUN GEZEGENLERİ Astronomi üzerine sunum Moskova'nın 8. sınıf Kreneva Evgenia GBOU orta okulu öğrencisi tarafından hazırlanmıştır.

GÜNEŞ SİSTEMİ

Karasal gezegenler Bunlar güneş sisteminin dört gezegenidir: Merkür, Venüs, Dünya ve Mars. Dış gezegenlerin aksine iç gezegenler olarak da adlandırılırlar - dev gezegenler.

Karasal gezegenler yüksek bir yoğunluğa sahiptir ve esas olarak silikatlar ve metalik, ayrıca oksijen, silikon, demir, magnezyum, alüminyum ve diğer ağır elementlerden oluşur. Karasal grubun en büyük gezegeni Dünya'dır, ancak kütlesi en az kütleli gaz gezegeni olan Uranüs'ten 14 kat daha düşüktür. Karasal grubun tüm gezegenleri aşağıdaki yapıya sahiptir: - merkezde, çekirdek nikel katkılı demirden yapılmıştır, - manto, silikatlardan oluşur, - mantonun kısmen erimesi sonucu oluşan kabuk ve ayrıca silikat kayalardan oluşur, ancak uyumsuz elementlerle zenginleştirilmiştir. Karasal gezegenlerden Merkür'ün, meteor bombardımanı sonucu yıkımı ile açıklanan bir kabuğu yoktur.

MERCURY Güneşe en yakın olanıdır. Bu gezegenin varlığından, MÖ 3. binyıla kadar uzanan eski Sümer yazılarında bahsedildi. Bu gezegenin adı, Yunan mevkidaşı Hermes'e sahip olan tüccarların koruyucu azizi olan Roma panteonu Merkür'e minnettardır. Merkür, seksen sekiz Dünya gününde güneşi tamamen çevreler. Merkür standartlarına göre bir yılın üçte ikisi olan, kendi ekseni etrafında altmış günden daha kısa bir sürede dolaşır. Merkür yüzeyindeki sıcaklık çok güçlü bir şekilde dalgalanabilir - güneş tarafında + 430 dereceden ve gölge tarafında + 180 dereceye kadar. Güneş sistemimizde bu damlalar en güçlü olanlarıdır.

MERCURY Merkür'de, Joshua etkisi olarak adlandırılan böyle sıra dışı bir fenomen gözlemlenebilir. Merkür'deki güneş belirli bir noktaya ulaştığında durur ve ters yönde gitmeye başlar, Dünya'daki gibi değil - gezegenin etrafındaki tam daireyi dolaşmalıdır. Merkür, Dünya grubundaki en küçük gezegendir. Jüpiter ve Satürn gezegenlerinin en büyük uydularından bile daha küçüktür. Merkür'ün yüzeyi Ay'ın yüzeyine benzer - hepsi kraterlerle dolu. Ay yüzeyinden tek fark, Merkür'ün yüzlerce kilometre uzayabilen çok sayıda eğik tırtıklı eğime sahip olmasıdır. Bu escarplar, gezegen soğuduğunda sıkıştırmanın bir sonucu olarak oluşmuştur.

CİVA Gezegenin en popüler ve görünür kısımlarından biri, Isı Ovası olarak adlandırılan bölgedir. Bu, adını "sıcak boylamlara" olan yakınlığından alan bir kraterdir. Kraterin çapı bin üç yüz kilometredir. Büyük ihtimalle, göksel vücut Antik çağda bu krateri yapan kraterin çapı en az yüz kilometreydi. Yerçekimi sayesinde, Merkür ayrıca güneş rüzgarının parçacıklarını da yakalar ve bu da Merkür'ün etrafındaki atmosferi oldukça nadir hale getirir. Ve her iki yüz günde bir değiştirilirler. Ayrıca bu gezegen sistemimizdeki en hızlı gezegendir. Güneş etrafındaki ortalama dönüş hızı saniyede yaklaşık kırk yedi buçuk kilometredir, bu da Dünya'dan iki kat daha hızlıdır.

VENÜS Venüs'ün atmosferi oldukça agresif, çünkü Dünya'ya göre çok yüksek bir sıcaklığa sahip ve gökyüzünde zehirli bulutlar var. Venüs'ün atmosferi esas olarak yalnızca karbondioksitten oluşur. Kendinizi bu gezegenin atmosferinde bulursanız, basınç 1 santimetre kare başına yaklaşık seksen beş kg olacaktır. Dünya atmosferinde, basınç seksen beş kat daha az olacaktır. Venüs'ün atmosferine bozuk para atarsanız, sanki bir su tabakasında gibi düşecektir. Bu nedenle, bu gezegenin yüzeyinde yürümek, okyanusun dibinde yürümek kadar zordur. Ve eğer Tanrı korusun, Venüs'te rüzgar yükselirse, o zaman sizi bir deniz dalgasının bir çip taşıması gibi taşıyacaktır.

VENÜS Bu gezegenin atmosferi %96 karbondioksittir. Sera etkisini yaratan da budur. Gezegenin yüzeyi güneş tarafından ısıtılır ve üretilen ısı, bir karbondioksit tabakası tarafından yansıtıldığı için uzayda dağıtılamaz. Bu yüzden bu gezegenin sıcaklığı bir fırında olduğu gibi yaklaşık dört yüz seksen derecedir.

VENÜS Binlerce volkan, Venüs'ün yüzeyini süslüyor. Fantasts, Venüs'ü Dünya'ya benzer olarak tanımladı. Venüs'ün bulutlarla örtüldüğüne inanılıyordu. Bu, bataklıkların bu gezegenin yüzeyini noktalaması gerektiği anlamına gelir. Bu nedenle, kesinlikle çok yağışlı bir iklim var, bu da çok fazla buluta ve yüksek neme yol açıyor. Gerçekte, her şey tamamen farklıdır - yetmişlerin başında, sendika durumu netleştiren Venüs'ün yüzeyine uzay gemileri gönderdi. Bu gezegenin yüzeyinin, kesinlikle suyun olmadığı sürekli kayalık çöllerden oluştuğu ortaya çıktı. Tabii ki, bu kadar yüksek bir sıcaklıkta asla su olamaz.

DÜNYA Dünya, büyük gezegenler arasında büyüklük ve kütle bakımından beşinci sırada yer alır, ancak karasal gezegenler arasında en büyüğüdür. Güneş sisteminin diğer gezegenlerinden en önemli farkı, üzerinde insanın ortaya çıkmasıyla en yüksek, akıllı formuna ulaşan yaşamın varlığıdır. Modern kozmogonik kavramlara göre, Dünya ~ 4,5 milyar yıl önce, doğada bilinen tüm kimyasal elementleri içeren, güneşe yakın uzayda dağılmış gaz-toz maddesinden yerçekimi yoğunlaşması ile oluşmuştur.

DÜNYA Dünyanın oluşumuna, esas olarak çürüme sırasında açığa çıkan ısı nedeniyle, dünyanın iç kısmının kademeli olarak ısıtılmasıyla kolaylaştırılan maddenin farklılaşması eşlik etti. radyoaktif elementler(uranyum, toryum, potasyum vb.). Bu farklılaşmanın sonucu, Dünya'nın eşmerkezli olarak yerleştirilmiş katmanlara bölünmesiydi - kimyasal bileşimde farklılık gösteren jeosferler, toplama durumu ve fiziksel özellikler. Merkezde, bir manto ile çevrili Dünya'nın çekirdeği oluştu. Erime süreçlerinde mantodan salınan maddenin en hafif ve en eriyebilir bileşenlerinden, mantonun üzerinde bulunan yer kabuğu ortaya çıktı. Bu iç jeosferlerin toplamı, katı cisimlerle sınırlıdır. yeryüzü, bazen "katı" Dünya olarak anılır.

DÜNYA "Katı" Dünya, gezegenin neredeyse tüm kütlesini içerir. Sınırlarının ötesinde, mantonun gazdan arındırılması sırasında Dünya'nın bağırsaklarından salınan buharlardan ve gazlardan oluşan dış jeosferler - su (hidrosfer) ve hava (atmosfer). Dünya'nın mantolarının maddesinin farklılaşması ve yer kabuğunun, su ve hava kabuklarının farklılaşma ürünlerinin yenilenmesi, tüm jeolojik tarih boyunca meydana geldi ve bu güne kadar devam ediyor.

MARS Bu gezegen adını Roma'daki ünlü Savaş tanrısından almıştır, çünkü bu gezegenin rengi kanın rengine çok benzemektedir. Bu gezegene "kızıl gezegen" de denir. Gezegenin bu renginin, Mars atmosferinde bulunan demir oksit ile ilişkili olduğuna inanılıyor. Mars, güneş sistemindeki yedinci en büyük gezegendir. ABD'deki ünlü Büyük Kanyon'dan çok daha uzun ve daha derin bir kanyon olan Mariner Vadisi'nin evi olarak kabul edilir. Bu arada, Mars'ta az olmayan dağlar var ve bu dağların yüksekliği bazen Everest'imizden çok daha yüksek. Bu arada, tüm güneş sistemindeki en yüksek ve en ünlü dağ olan Olympus da var.

MARS Mars, güneş sistemindeki en büyük volkanlara sahiptir. Ancak bu gezegenin atmosferi, dünyadan yüz kat daha az yoğundur. Ancak bu bile gezegendeki hava sistemini desteklemek için yeterlidir - bu rüzgar ve bulutlar demektir. Mars'ın ortalama sıcaklığı eksi altmış derecedir. Mars'ta bir yıl = 687 Dünya günü. Ancak Mars'ta bir gün, dünyevi bir güne mümkün olduğunca yakın - 24 saat, 39 dakika. ve 35 sn. Mars'ın çok kalın bir kabuğu vardır - kesiti yaklaşık elli kilometredir. Mars'ın ayrıca Deimos ve Phobos olmak üzere iki uydusu vardır.

İlginiz için teşekkür ederiz!

giriiş

Modern astronomi tarafından incelenen sayısız gök cismi arasında gezegenler özel bir yere sahiptir. Sonuçta hepimiz, üzerinde yaşadığımız Dünya'nın bir gezegen olduğunu çok iyi biliyoruz, bu nedenle gezegenler, temelde Dünya'mıza benzeyen cisimlerdir.

Ancak gezegenler dünyasında birbirine tamamen benzeyen iki tanesiyle karşılaşmayacağız bile. Gezegenlerdeki fiziksel koşulların çeşitliliği çok büyüktür. Gezegenin Güneş'ten uzaklığı (ve dolayısıyla güneş ısısı ve yüzey sıcaklığı miktarı), boyutu, yüzeydeki yerçekimi gerilimi, mevsimlerin değişimini belirleyen dönme ekseninin yönü, gezegenin varlığı ve bileşimi. Güneş sistemindeki dokuz gezegenin atmosferi, iç yapısı ve daha birçok özelliği herkes için farklıdır.

Gezegenlerdeki koşulların çeşitliliğinden bahsetmişken, gelişim yasalarını daha iyi anlayabilir ve gezegenlerin belirli özellikleri arasındaki ilişkileri öğrenebiliriz. Bu nedenle, örneğin, bir bileşimin atmosferini tutma yeteneği, gezegenin boyutuna, kütlesine ve sıcaklığına bağlıdır ve atmosferin varlığı da gezegenin termal rejimini etkiler.

Canlı maddenin kökeninin ve daha da gelişmesinin mümkün olduğu koşulların incelenmesinin gösterdiği gibi, organik yaşamın varlığının işaretlerini yalnızca gezegenlerde arayabiliriz. Bu nedenle, genel ilgiye ek olarak gezegenlerin incelenmesi, uzay biyolojisi açısından büyük önem taşımaktadır.

Gezegenlerin incelenmesi, astronomiye ek olarak, başta Yer bilimleri olmak üzere diğer bilim alanları için - jeoloji ve jeofizik ve ayrıca kozmogoni - Dünyamız da dahil olmak üzere gök cisimlerinin kökeni ve gelişimi bilimi için büyük önem taşımaktadır. .

Karasal gezegenler gezegenleri içerir: Merkür, Venüs, Dünya ve Mars.

Merkür.

Genel bilgi.

Merkür, güneş sisteminde Güneş'e en yakın gezegendir. Merkür'ün Güneş'e olan ortalama uzaklığı sadece 58 milyon km'dir. Büyük gezegenler arasında en küçük boyutlara sahiptir: çapı 4865 km'dir (Dünya'nın çapının 0.38'i), kütlesi 3.304 * 10 23 kg'dır (Dünya kütlesinin 0.055'i veya kütlesinin 1: 6025000'i). Güneş); ortalama yoğunluk 5.52 g/cm3 . Merkür parlak bir yıldızdır, ancak onu gökyüzünde görmek o kadar kolay değildir. Gerçek şu ki, Güneş'e yakın olan Merkür, güneş diskinden çok uzakta olmayan, ondan sola (doğuya), sonra sağa (batıya) sadece kısa bir mesafede hareket ederek bizim için her zaman görülebilir. 28 O'yu geçmeyen. Bu nedenle, yalnızca Güneş'ten en uzak mesafeden uzaklaştığı yılın o günlerinde görülebilir. Örneğin, Merkür Güneş'ten sola doğru uzaklaştı. Güneş ve tüm armatürler günlük hareketlerinde gökyüzünde soldan sağa doğru yüzerler. Bu nedenle, önce Güneş batar ve bir saatten biraz fazla bir süre sonra Merkür batar ve Batı ufkunun aşağısındaki bu gezegeni aramalıyız.

Trafik.

Merkür, büyük bir eksantriklik ile eliptik bir yörüngede ortalama 0,384 astronomik birim (58 milyon km) mesafede Güneş'in etrafında hareket eder e-0,206; günberi'de Güneş'e olan uzaklık 46 milyon km, günötesinde ise 70 milyon km'dir. Gezegen, 47.9 km/s hızla Güneş'in etrafında üç Dünya ayı veya 88 günde tam bir uçuş gerçekleştiriyor. Güneş etrafındaki yolu boyunca hareket eden Merkür, aynı zamanda kendi ekseni etrafında döner, böylece bir ve aynı yarısı her zaman Güneş'e bakar. Bu, Merkür'ün bir tarafında her zaman gündüz, diğer tarafında gece olduğu anlamına gelir. 60'larda. Radar gözlemleri kullanılarak, Merkür'ün eksen etrafında ileri yönde (yani yörünge hareketinde olduğu gibi) 58.65 günlük bir süre ile (yıldızlara göre) döndüğü bulundu. Merkür'de bir güneş gününün uzunluğu 176 gündür. Ekvator yörünge düzlemine 7° eğimlidir. Merkür'ün eksenel dönüşünün açısal hızı yörüngenin 3/2'sidir ve gezegen periheliondayken yörüngedeki hareketinin açısal hızına karşılık gelir. Buna dayanarak, Merkür'ün dönüş hızının Güneş'ten gelen gelgit kuvvetlerinden kaynaklandığı varsayılabilir.

Atmosfer.

Polarizasyon ve spektral gözlemler soluk bir atmosferin varlığını göstermesine rağmen, Merkür muhtemelen bir atmosferden yoksundur. Mariner-10'un yardımıyla, Merkür'ün yakınında, esas olarak helyumdan oluşan, oldukça nadir bulunan gazlı bir zarfın varlığı belirlendi. Bu atmosfer dinamik bir dengededir: her helyum atomu yaklaşık 200 gün içinde kalır, ardından gezegeni terk eder ve güneş rüzgar plazmasından başka bir parçacık onun yerini alır. Helyuma ek olarak, Merkür'ün atmosferinde önemsiz miktarda hidrojen bulunmuştur. Helyumdan yaklaşık 50 kat daha küçüktür.

Ayrıca Merkür'ün, gücü dünyanın sadece% 0,7'si olan zayıf bir manyetik alana sahip olduğu ortaya çıktı. Dipol ekseninin Merkür'ün dönme eksenine eğimi 12 0'dır (dünya 11 0)

Gezegenin yüzeyindeki basınç, Dünya yüzeyinden yaklaşık 500 milyar kat daha azdır.

Sıcaklık.

Merkür, Güneş'e Dünya'dan çok daha yakındır. Bu nedenle, üzerindeki Güneş bizimkinden 7 kat daha güçlü parlar ve ısıtır. Merkür'ün gündüz tarafında hava çok sıcak, sonsuz cehennem var. Ölçümler, oradaki sıcaklığın sıfırın üzerinde 400 O'ye çıktığını gösteriyor. Ancak gece tarafında her zaman, muhtemelen 200 O'a ve hatta sıfırın altında 250 O'a ulaşan güçlü bir don olmalıdır. Yarısının bir sıcak taş çölü olduğu ve diğer yarısının buzlu bir çöl olduğu, belki de donmuş gazlarla kaplı olduğu ortaya çıktı.

Yüzey.

1974'te Mariner 10 uzay aracının uçuş yörüngesinden, Merkür yüzeyinin %40'ından fazlası 4 mm'den 100 m'ye kadar bir çözünürlükle fotoğraflandı, bu da Merkür'ü Ay ile aynı şekilde görmeyi mümkün kıldı. Dünya'dan karanlık. İlk bakışta aya benzetilebilecek yüzeyinin en belirgin özelliği kraterlerin bolluğudur.

Gerçekten de, kraterlerin morfolojisi ayınkine yakındır ve çarpmanın kaynağı şüphesizdir: birçoğunda, bazı durumlarda karakteristik parlak ışınların oluşumu ile birlikte çarpma üzerine ezilmiş malzeme fırlatma izleri görülebilir. ikincil kraterler alanı. Birçok krater, merkezi bir höyük ve iç eğimin teraslı bir yapısına sahiptir. İlginçtir ki, sadece 40-70 km'den daha büyük çapa sahip neredeyse tüm büyük kraterler değil, aynı zamanda 5-70 km içinde çok daha fazla sayıda küçük krater (elbette iyi korunmuş kraterlerden bahsediyoruz) . Bu özellikler hem yüzeye düşen cisimlerin daha büyük kinetik enerjisine hem de yüzey malzemesinin kendisine atfedilebilir.

Kraterlerin aşınma ve düzleşme derecesi farklıdır. Genel olarak, Merkür kraterleri, ay kraterlerinden daha az derindir; bu, Merkür'deki yerçekiminin Ay'dan daha fazla hızlanması nedeniyle meteorların daha büyük kinetik enerjisiyle de açıklanabilir. Bu nedenle, çarpma krateri, atılan malzeme ile daha verimli bir şekilde doldurulur. Aynı nedenden dolayı, ikincil kraterler, merkezdeki kraterlere Ay'dan daha yakındır ve ezilmiş malzeme birikintileri, birincil yer şekillerini daha az ölçüde maskeler. İkincil kraterlerin kendileri, Ay'dakilerden daha derindir, bu da yine yüzeye düşen parçaların daha büyük bir yerçekimi ivmesi yaşadığı gerçeğiyle açıklanır.

Tıpkı Ay'da olduğu gibi, kabartmaya bağlı olarak, ağırlıklı olarak düzensiz “kıta” ve çok daha pürüzsüz “deniz” bölgelerini ayırt etmek mümkündür. İkincisi esas olarak oyuklardır, ancak Ay'dan çok daha küçüktür, boyutları genellikle 400-600 km'yi geçmez. Ek olarak, bazı havzalar, çevreleyen kabartmanın arka planına karşı zorlukla ayırt edilebilir. İstisna, Ay'daki ünlü Yağmur Denizi'ni anımsatan, yaklaşık 1300 km uzunluğunda söz konusu geniş havza Kanoris'tir (Isı Denizi).

Merkür yüzeyinin baskın kıta kısmında, hem kraterlerin en yüksek derecede bozulmasıyla yoğun kraterli alanlar hem de geniş bölgeleri işgal eden eski kraterler arası platolar, geniş çapta gelişmiş bir antik volkanizmaya işaret ederek ayırt edilebilir. Bunlar, gezegenin hayatta kalan en eski yer şekilleridir. Havzaların düzleştirilmiş yüzeyleri açıkça en kalın ezilmiş kaya tabakası - regolit ile kaplıdır. Az sayıda kraterin yanı sıra, aya benzeyen kıvrımlı sırtlar vardır. Havzaların bitişiğindeki düz alanların bir kısmı muhtemelen bunlardan atılan malzemenin birikmesi sırasında oluşmuştur. Aynı zamanda, ovaların çoğu için volkanik kökenlerine dair oldukça kesin kanıtlar bulundu, ancak bu, kraterler arası platolardan daha sonraki bir zamana ait volkanizmadır. Dikkatli bir çalışma, gezegenin oluşum tarihine ışık tutan bir başka ilginç özelliği ortaya koyuyor. Belirli dik çıkıntılar veya escarp yamaçları şeklinde küresel ölçekte karakteristik tektonik aktivite izlerinden bahsediyoruz. Escarps, 20-500 km uzunluğa ve birkaç yüz metreden 1-2 km'ye kadar eğim yüksekliğine sahiptir. Yüzeydeki konumlarının morfolojileri ve geometrileri ile Ay ve Mars'ta gözlenen olağan tektonik kırılma ve faylardan farklıdırlar ve daha çok bindirmeler nedeniyle oluşmuşlardır. yüzey katmanı Merkür'ün sıkıştırılması sırasında ortaya çıkan. Bu, bazı kraterlerin sırtlarının yatay yer değiştirmesi ile kanıtlanmıştır.

Bazı sarplıklar bombalandı ve kısmen yok edildi. Bu, yüzeylerindeki kraterlerden daha önce oluştukları anlamına gelir. Bu kraterlerin aşınmasının daralmasından, yaklaşık 4 milyar yıl önce “denizlerin” oluşumu sırasında kabuk sıkışmasının meydana geldiği sonucuna varılabilir. Büzülmenin en olası nedeni, görünüşe göre, Merkür'ün soğumasının başlangıcı olarak kabul edilmelidir. Bir dizi uzman tarafından öne sürülen bir başka ilginç varsayıma göre, bu dönemde gezegenin güçlü tektonik aktivitesi için alternatif bir mekanizma, gezegenin dönüşünün gelgit yavaşlaması olabilir: başlangıçta tahmin edilen yaklaşık 8 saatlik değerden yaklaşık 175 kat. 58.6 güne kadar.

Venüs.

Genel bilgi.

Venüs, Güneş'e en yakın ikinci gezegendir, neredeyse Dünya ile aynı büyüklüktedir ve kütlesi Dünya'nın kütlesinin %80'inden fazladır. Bu nedenlerden dolayı Venüs'e bazen Dünya'nın ikizi veya kız kardeşi denir. Ancak bu iki gezegenin yüzeyi ve atmosferi tamamen farklıdır. Yeryüzünde nehirler, göller, okyanuslar ve soluduğumuz atmosfer vardır. Venüs, insanlar için ölümcül olabilecek yoğun bir atmosfere sahip, kavurucu derecede sıcak bir gezegendir. Venüs'ün Güneş'e olan ortalama uzaklığı 108,2 milyon km'dir; Venüs'ün yörüngesi bir daireye gezegenimizden daha yakın olduğu için pratikte sabittir. Venüs, Güneş'ten Dünya'nın iki katından fazla ışık ve ısı alır. Bununla birlikte, gölge tarafında Venüs, güneş ışınları buraya çok uzun süre düşmediği için sıfırın altında 20 dereceden fazla bir don hakimdir. Gezegenin çok yoğun, derin ve çok bulutlu bir atmosferi vardır ve bu da gezegenin yüzeyini görmemizi engeller. Atmosfer (gaz kabuğu), 1761'de M. V. Lomonosov tarafından keşfedildi ve bu da Venüs'ün Dünya ile benzerliğini gösterdi. Gezegenin uydusu yok.

Trafik.

Venüs, 224.7 Dünya gününde 35 km/sn hızla atladığı neredeyse dairesel bir yörüngeye (0.007) sahiptir. Güneş'e 108,2 milyon km uzaklıkta. Venüs kendi ekseni etrafında 243 Dünya gününde döner - tüm gezegenler arasında maksimum süre. Venüs, kendi ekseni etrafında zıt yönde, yani yörüngesine zıt yönde döner. Bu yavaş ve ters dönüş, Venüs'ten görüldüğü gibi, Güneş'in yılda sadece iki kez doğup battığı anlamına gelir, çünkü bir Venüs günü 117 Dünya gününe eşittir. Venüs'ün dönme ekseni yörünge düzlemine neredeyse diktir (3 ° eğim), bu nedenle yılın mevsimi yoktur - bir gün diğerine benzer, aynı süreye ve aynı havaya sahiptir. Bu hava tekdüzeliği, Venüs atmosferinin özgüllüğü ile daha da geliştirilmiştir - güçlü sera etkisi. Ay gibi Venüs'ün de kendi evreleri vardır.

Sıcaklık.

Sıcaklık, hem gündüz hem de gece boyunca tüm yüzeyde yaklaşık 750 K'dir. Venüs'ün yüzeyine yakın bu kadar yüksek bir sıcaklığın nedeni sera etkisidir: güneş ışınları atmosferinin bulutlarından nispeten kolayca geçer ve gezegenin yüzeyini ısıtır, ancak yüzeyin termal kızılötesi radyasyonu atmosferden kaçar. büyük zorluklarla uzaya geri döndü. Atmosferdeki karbondioksit miktarının düşük olduğu Dünya'da, doğal sera etkisi küresel sıcaklığı 30°C artırırken, Venüs'te sıcaklığı 400°C daha yükseltir. Venüs üzerindeki en güçlü sera etkisinin fiziksel sonuçlarını inceleyerek, fosil yakıtların yanması nedeniyle atmosferdeki artan karbondioksit konsantrasyonunun neden olduğu aşırı ısının Dünya'da birikmesinin sonuçları hakkında iyi bir fikre sahibiz. - kömür ve petrole yol açabilir.

1970 yılında, Venüs'e inen ilk uzay aracı, bunaltıcı sıcaklığa yalnızca bir saat dayanabildi, ancak bu, yüzey koşullarıyla ilgili verileri geri göndermek için yeterli bir zamandı.

Atmosfer.

Venüs'ün esrarengiz atmosferi, son yirmi yıldır robotik keşif programının merkezinde yer aldı. Araştırmasının en önemli yönleri kimyasal bileşimdi, dikey yapı ve hava ortamının dinamikleri. Optik elektromanyetik dalgaların atmosfere girmesine karşı aşılmaz bir bariyer rolü oynayan bulut örtüsüne çok dikkat edildi. Venüs'ü televizyonda çekerken, sadece bulut örtüsünün görüntüsünü elde etmek mümkün oldu. Havanın olağanüstü kuruluğu ve troposferin yüzey ve alt katmanlarının gerçek sıcaklığının etkili (denge) üzerinde 500'den fazla olduğu ortaya çıktığı için olağanüstü sera etkisi anlaşılmazdı.

Sera etkisinden dolayı Venüs'ün atmosferi aşırı derecede sıcak ve kurudur. Güneşten gelen ısıyı tutan yoğun bir karbondioksit örtüsüdür. Sonuç olarak, büyük miktarda termal enerji birikir. Yüzeydeki basınç 90 bar'dır (Dünya denizlerinde 900 m derinlikte olduğu gibi). uzay gemileri atmosferin ezici, ezici gücüne dayanacak şekilde tasarlanmaları gerekir.

Venüs'ün atmosferi esas olarak bir tür battaniye görevi görebilen, güneşin ısısını hapsedebilen ve az miktarda nitrojen (N 2) -%2,0 olan karbondioksitten (CO 2) -%97 oluşur. , su buharı (H 2 O) -%0.05 ve oksijen (O) -%0.1. Hidroklorik asit (HCl) ve hidroflorik asit (HF) küçük safsızlıklar olarak bulundu. Venüs ve Dünya'daki toplam karbondioksit miktarı yaklaşık olarak aynıdır. Sadece Dünya'da tortul kayalara bağlanır ve kısmen okyanusların su kütleleri tarafından emilirken, Venüs'te hepsi atmosferde yoğunlaşmıştır. Gün boyunca, gezegenin yüzeyi, Dünya'nın bulutlu bir gününde olduğu gibi yaklaşık olarak aynı yoğunlukta saçılan güneş ışığı tarafından aydınlatılır. Geceleri Venüs'te çok fazla yıldırım görüldü.

Venüs'ün bulutları, mikroskobik konsantre sülfürik asit damlacıklarından (H 2 SO 4) oluşur. Üst bulut tabakası yüzeyden 90 km uzakta, oradaki sıcaklık yaklaşık 200 K; alt katman 30 km uzaklıkta, sıcaklık yaklaşık 430 K. Daha düşük olsa bile o kadar sıcak ki bulut yok. Elbette Venüs'ün yüzeyinde sıvı su yoktur. Üst bulut katmanı seviyesindeki Venüs'ün atmosferi, gezegenin yüzeyiyle aynı yönde, ancak çok daha hızlı dönerek 4 günde bir devrim yapar; bu fenomene süperrotasyon denir ve bunun için henüz bir açıklama bulunamadı.

Yüzey.

Venüs'ün yüzeyi yüz binlerce volkanla kaplıdır. Çok büyük birkaç tane var: 3 km yüksekliğinde ve 500 km genişliğinde. Ancak volkanların çoğu 2-3 km çapında ve yaklaşık 100 m yüksekliğindedir. Lavların Venüs'e dökülmesi, Dünya'dan çok daha uzun sürer. Venüs, buz, yağmur veya fırtınaların oluşması için çok sıcaktır, bu nedenle önemli bir ayrışma (ayrışma) meydana gelmez. Bu, volkanların ve kraterlerin milyonlarca yıl önce oluştuklarından bu yana neredeyse hiç değişmediği anlamına gelir.

Venüs katı kayalarla kaplıdır. Sıcak lav bunların altında dolaşarak ince bir yüzey tabakasında gerilime neden olur. Lav, katı kayadaki deliklerden ve çatlaklardan sürekli olarak fışkırır. Ek olarak, volkanlar sürekli olarak küçük sülfürik asit damlacıkları püskürtür. Bazı yerlerde, yavaş yavaş sızan kalın lav, 25 km genişliğe kadar büyük su birikintileri şeklinde birikir. Diğer yerlerde, kubbenin yüzeyinde büyük lav kabarcıkları oluşur ve bunlar daha sonra düşer.

Venüs'ün yüzeyinde, karasal koşullar altında birincil volkanik kayaların bileşimine değil, eksojen işleme tabi tutulmuş ikincil kayalara karşılık gelen potasyum, uranyum ve toryum açısından zengin bir kaya bulundu. Diğer yerlerde, yüzeyde 2.7-2.9 g/cm yoğunluğa sahip koyu renkli kayalardan oluşan iri moloz ve bloklu malzeme ve bazaltlara özgü diğer elementler oluşur. Böylece, Venüs'ün yüzey kayalarının Ay, Merkür ve Mars'takiyle aynı olduğu ortaya çıktı, temel bileşimin magmatik kayaları patladı.

Venüs'ün içi hakkında çok az şey biliniyor. Muhtemelen yarıçapının %50'sini kaplayan bir metal çekirdeğe sahiptir. Ancak gezegenin çok yavaş dönüşü nedeniyle manyetik bir alanı yoktur.

Venüs, bir zamanlar zannedildiği gibi hiçbir şekilde misafirperver bir dünya değildir. Atmosferi karbondioksit, sülfürik asit bulutları ve korkunç ısı ile insanlar için kesinlikle uygun değildir. Bu bilginin ağırlığı altında bazı umutlar çöktü: sonuçta, 20 yıldan daha kısa bir süre önce, birçok bilim adamı Venüs'ü daha umut verici bir nesne olarak görüyordu. uzay araştırması Mars'tan daha.

Toprak.

Genel bilgi.

Dünya, güneş sistemindeki Güneş'ten üçüncü gezegendir. Dünya'nın şekli elipsoide yakındır, kutuplarda düzleşir ve ekvator bölgesinde gerilir. Dünyanın ortalama yarıçapı 6371.032 km, kutup - 6356.777 km, ekvator - 6378.160 km'dir. Ağırlık - 5.976 * 1024 kg. Dünyanın ortalama yoğunluğu 5518 kg/m³'tür. Dünya'nın yüzölçümü 510,2 milyon km² olup, bunun yaklaşık %70.8'i okyanuslardadır. Ortalama derinliği yaklaşık 3,8 km, maksimum ( Mariana Çukuru Pasifik Okyanusu'nda) 11.022 km'ye eşittir; su hacmi 1370 milyon km³, ortalama tuzluluk 35 g/l'dir. Kara, sırasıyla %29,2'sini oluşturur ve altı kıta ve adadan oluşur. Deniz seviyesinden ortalama 875 m yükselir; en yüksek yükseklik (Himalayalardaki Chomolungma zirvesi) 8848 m'dir Dağlar kara yüzeyinin 1 / 3'ünden fazlasını kaplar. Çöller, kara yüzeyinin yaklaşık %20'sini, savanları ve hafif ormanları - yaklaşık %20'sini, ormanları - yaklaşık %30'unu, buzulları - %10'dan fazlasını kaplar. Arazinin %10'undan fazlası tarım arazileri tarafından işgal edilmiştir.

Dünya'nın tek uydusu vardır, Ay.

Eşsiz, belki de evrendeki tek sayesinde doğal şartlar, Dünya, doğduğu ve geliştiği yer haline geldi. organik yaşam. İle Modern kozmogonik kavramlara göre, gezegen yaklaşık 4,6 - 4,7 milyar yıl önce Güneş'in çekimi tarafından yakalanan bir gezegen öncesi buluttan oluşmuştur. İncelenen kayaların en eskisi olan ilkinin oluşumu 100-200 milyon yıl sürmüştür. Yaklaşık 3.5 milyar yıl önce, yaşamın ortaya çıkması için uygun koşullar ortaya çıktı. Homo sapiens (Homo sapiens) bir tür olarak yaklaşık yarım milyon yıl önce ortaya çıktı ve modern insan tipinin oluşumu, ilk buzulun geri çekilme zamanına, yani yaklaşık 40 bin yıl öncesine bağlanıyor.

Trafik.

Diğer gezegenler gibi, Güneş'in etrafında eksantrikliği 0.017 olan eliptik bir yörüngede hareket eder. Yörüngenin farklı noktalarında Dünya'dan Güneş'e olan mesafe aynı değildir. Ortalama mesafe yaklaşık 149.6 milyon km'dir. Gezegenimizin Güneş etrafındaki hareketi sürecinde, dünyanın ekvator düzlemi, yörüngenin bazı kısımlarında küre kuzey yarım küresi ile Güneş'e eğimli olacak şekilde kendisine paralel hareket eder ve diğerlerinde - güneyi ile. Güneş etrafındaki devrim periyodu 365.256 gündür, günlük dönüşle - 23 saat 56 dakika. Dünyanın dönme ekseni, Güneş etrafındaki hareketinin düzlemine 66,5º'lik bir açıyla yerleştirilmiştir.

Atmosfer .

Dünya'nın atmosferi %78 nitrojen ve %21 oksijenden oluşur (atmosferde çok az sayıda başka gaz vardır); jeolojik, kimyasal ve biyolojik süreçlerin etkisi altında uzun bir evrimin sonucudur. Belki de Dünya'nın ilk atmosferi hidrojen açısından zengindi ve daha sonra kaçtı. Bağırsakların gazdan arındırılması, atmosferi karbondioksit ve su buharı ile doldurdu. Ancak buhar okyanuslarda yoğunlaştı ve karbondioksit karbonat kayalarında hapsoldu. Böylece atmosferde azot kaldı ve biyosferin yaşamsal faaliyetinin bir sonucu olarak oksijen yavaş yavaş ortaya çıktı. 600 milyon yıl önce bile havadaki oksijen içeriği bugünkünden 100 kat daha düşüktü.

Gezegenimiz geniş bir atmosferle çevrilidir. Sıcaklığa göre, atmosferin bileşimi ve fiziksel özellikleri farklı katmanlara ayrılabilir. Troposfer, Dünya yüzeyi ile 11 km yükseklik arasındaki bölgedir. Bu, havadaki su buharının çoğunu içeren oldukça kalın ve yoğun bir tabakadır. Dünya sakinlerini doğrudan ilgilendiren hemen hemen tüm atmosferik olaylar içinde gerçekleşir. Troposfer bulutları, yağışları vb. İçerir. Troposferi bir sonraki atmosferik katman olan stratosferden ayıran katmana tropopoz denir. Bu, çok düşük sıcaklıklara sahip bir alandır.

Stratosferin bileşimi troposferinkiyle aynıdır, ancak ozon ortaya çıkar ve içinde yoğunlaşır. İyonosfer yani iyonize hava tabakası hem troposferde hem de alt tabakalarda oluşur. Yüksek frekanslı radyo dalgalarını yansıtır.

atmosfer basıncı okyanus yüzeyi seviyesinde normal koşullar altında yaklaşık 0.1 MPa'dır. Dünyanın atmosferinin evrim sürecinde büyük ölçüde değiştiğine inanılmaktadır: kayalarla uzun süreli etkileşimler ve biyosferin, yani bitki ve hayvanların katılımıyla oksijenle zenginleştirilmiş ve modern bir bileşim kazanmıştır. organizmalar. Bu tür değişikliklerin gerçekten gerçekleştiğine dair kanıtlar, örneğin, tortul kayaçlardaki kömür birikintileri ve kalın karbonat birikintileridir; bunlar, eskiden dünya atmosferinin bir parçası olan büyük miktarda karbon içerirler. karbonmonoksit. Bilim adamları, antik atmosferin volkanik patlamaların gazlı ürünlerinden kaynaklandığına inanıyor; kompozisyonu tarafından değerlendirilir kimyasal analiz gaz örnekleri eski kayaların oyuklarında "imprenmiş". Yaklaşık 3.5 milyar yaşında olan incelenen numuneler yaklaşık %60 karbondioksit içerir ve kalan %40 kükürt bileşikleri, amonyak, hidrojen klorür ve florürdür. Az miktarda azot ve soy gazlar bulundu. Tüm oksijen kimyasal olarak bağlıydı.

Dünyadaki biyolojik süreçler için ozonosfer çok önemlidir - 12 ila 50 km yükseklikte bulunan ozon tabakası. 50-80 km'nin üzerindeki alana iyonosfer denir. Bu katmandaki atomlar ve moleküller, güneş radyasyonu, özellikle ultraviyole radyasyon tarafından yoğun şekilde iyonize edilir. değilse ozon tabakası, radyasyon akıları Dünya'nın yüzeyine ulaşacak ve orada bulunan canlı organizmalarda yıkıma neden olacaktır. Son olarak, 1000 km'den daha büyük mesafelerde, gaz o kadar seyrekleşir ki, moleküller arasındaki çarpışmalar önemli bir rol oynamayı bırakır ve atomlar yarıdan fazla iyonize olur. Yaklaşık 1,6 ve 3,7 Dünya yarıçapında bir yükseklikte birinci ve ikinci radyasyon kuşakları bulunur.

Gezegenin yapısı.

Dünyanın iç yapısının incelenmesindeki ana rol, sismik olaylar sırasında - doğal depremler sırasında ve bunun sonucunda meydana gelen elastik dalgaların (hem boyuna hem de enine) kalınlığındaki yayılımın çalışmasına dayanan sismik yöntemlerle oynanır. patlamalar. Bu çalışmalara dayanarak, Dünya geleneksel olarak üç bölgeye ayrılmıştır: kabuk, manto ve çekirdek (merkezde). Dış katman - kabuk - ortalama yaklaşık 35 km kalınlığa sahiptir. Yerkabuğunun ana türleri kıtasal (anakara) ve okyanustur; anakaradan okyanusa geçiş bölgesinde, bir ara kabuk türü geliştirilir. Kabuğun kalınlığı oldukça geniş bir aralıkta değişir: okyanus kabuğu (su tabakası dikkate alınarak) yaklaşık 10 km kalınlığa sahipken, kıtasal kabuğun kalınlığı onlarca kat daha fazladır. Yüzey çökelleri yaklaşık 2 km kalınlığında bir tabaka kaplar. Altlarında bir granit tabakası (kıtalarda kalınlığı 20 km'dir) ve altında - yaklaşık 14 km (hem kıtalarda hem de okyanuslarda) bazalt tabakası (alt kabuk). Dünyanın merkezindeki yoğunluk yaklaşık 12,5 g/cm³'tür. Ortalama yoğunluklar: 2.6 g / cm³ - Dünya yüzeyinde, 2.67 g / cm³ - granit için, 2.85 g / cm³ - bazalt için.

Silikat kabuğu olarak da adlandırılan Dünya'nın mantosu yaklaşık 35 ila 2885 km derinliğe kadar uzanır. Kabuktan, hem boyuna hem de enine elastik sismik dalgaların hızlarının ve ayrıca mekanik yoğunluğun aniden arttığı keskin bir sınırla (Mohorovich sınırı olarak adlandırılır) ayrılır. Mantodaki yoğunluklar, derinlik arttıkça yaklaşık 3,3'ten 9,7 g/cm3'e yükselir. Geniş litosferik plakalar, kabukta ve (kısmen) mantoda bulunur. Onların seküler hareketleri, yalnızca Dünya'nın görünümünü belirgin şekilde etkileyen kıtaların kaymasını belirlemekle kalmaz, aynı zamanda gezegendeki sismik bölgelerin konumuyla da ilgilidir. Sismik yöntemlerle keşfedilen bir başka sınır (Gutenberg sınırı) - manto ile dış çekirdek arasında - 2775 km derinlikte bulunur. Onun hızı var uzunlamasına dalgalar 13,6 km/s'den (mantoda) 8,1 km/s'ye (çekirdekte) düşer ve enine dalgaların hızı 7,3 ​​km/s'den sıfıra düşer. İkincisi, dış çekirdeğin sıvı olduğu anlamına gelir. Modern kavramlara göre, dış çekirdek kükürt (%12) ve demirden (%88) oluşur. Son olarak, 5120 km'den daha büyük derinliklerde, sismik yöntemler, Dünya kütlesinin %1,7'sini oluşturan katı bir iç çekirdeğin varlığını ortaya koymaktadır. Muhtemelen bu bir demir-nikel alaşımıdır (%80 Fe, %20 Ni).

Dünya'nın yerçekimi alanı, yasalarla yüksek doğrulukla tanımlanır. Yerçekimi Newton. Hızlanma serbest düşüş Dünya yüzeyinin üstü, Dünya'nın dönüşü nedeniyle hem yerçekimi hem de merkezkaç kuvveti tarafından belirlenir. Gezegenin yüzeyindeki serbest düşüş ivmesi 9.8 m/s²'dir.

Dünyanın da bir manyetik elektrik alanları. Dünya yüzeyinin üzerindeki manyetik alan, sabit (veya yeterince yavaş değişen) ve değişken bir kısımdan oluşur; ikincisi genellikle manyetik alanın varyasyonları olarak adlandırılır. Ana manyetik alan dipole yakın bir yapıya sahiptir. Dünyanın 7.98T10^25 cgsm birimine eşit olan manyetik dipol momenti, şu anda manyetik kutuplar coğrafi kutuplara göre biraz kaymış olsa da, mekanik olanın yaklaşık olarak zıt yönüne yönlendirilmiştir. Ancak konumları zamanla değişir ve bu değişiklikler oldukça yavaş olmasına rağmen, jeolojik zaman aralıklarında paleomanyetik verilere göre manyetik inversiyonlar, yani kutup terslikleri bile tespit edilir. Kuzey ve güney manyetik kutuplardaki manyetik alan kuvvetleri sırasıyla 0,58 ve 0,68 Oe ve jeomanyetik ekvatorda yaklaşık 0,4 Oe'dir.

Dünya yüzeyinin üzerindeki elektrik alanı, yaklaşık 100 V / m'lik bir ortalama yoğunluğa sahiptir ve dikey olarak aşağıya doğru yönlendirilir - bu sözde açık hava alanıdır, ancak bu alan önemli (hem periyodik hem de düzensiz) değişiklikler yaşar.

Ay.

Ay, Dünya'nın doğal bir uydusu ve bize en yakın gök cismi. Ay'a olan ortalama uzaklık 384.000 kilometre, Ay'ın çapı ise yaklaşık 3476 km'dir. Ay'ın ortalama yoğunluğu 3,347 g/cm³ veya Dünya'nın ortalama yoğunluğunun yaklaşık 0,607'sidir. Uydunun kütlesi 73 trilyon tondur. Ay yüzeyindeki yerçekimi ivmesi 1.623 m/s²'dir.

Ay dünyanın etrafında hareket eder ortalama sürat Güneş sistemindeki diğer cisimlerin büyük çoğunluğu ile aynı yönde yaklaşık olarak eliptik bir yörüngede 1,02 km/s, yani kuzey gök kutbundan Ay'ın yörüngesinden bakıldığında saat yönünün tersine. Ay'ın Dünya etrafındaki dönüş süresi, sözde yıldız ayı, 27.321661 ortalama güne eşittir, ancak hafif dalgalanmalara ve çok küçük bir dünyevi azalmaya tabidir.

Atmosfer tarafından korunmayan Ay'ın yüzeyi gün boyunca +110°C'ye kadar ısınır ve geceleri -120°C'ye kadar soğur, ancak radyo gözlemlerinin gösterdiği gibi, bu büyük sıcaklık dalgalanmaları sadece birkaç tanesine nüfuz eder. yüzey katmanlarının son derece zayıf termal iletkenliği nedeniyle derin desimetre.

Ay yüzeyinin kabartması, uzun yıllar süren teleskopik gözlemlerin bir sonucu olarak temel olarak aydınlatıldı. Ay'ın görünür yüzeyinin yaklaşık% 40'ını kaplayan "Ay denizleri", çatlaklar ve alçak sarma milleri ile geçen düz ovalardır; denizlerde nispeten az sayıda büyük krater vardır. Birçok deniz, eşmerkezli halka sırtlarıyla çevrilidir. Geri kalan, daha hafif yüzey çok sayıda krater, halka şeklindeki sırtlar, oluklar vb. ile kaplıdır.

Mars.

Genel bilgi.

Mars, güneş sistemindeki dördüncü gezegendir. Mars - Yunan "Mas" dan - erkek gücü - savaş tanrısı. Ana fiziksel özelliklere göre, Mars karasal gezegenlere aittir. Çap olarak, Dünya ve Venüs'ün neredeyse yarısı kadardır. Güneş'ten ortalama uzaklığı 1.52 AU'dur. Ekvator yarıçapı 3380 km'dir. Gezegenin ortalama yoğunluğu 3950 kg/m³'tür. Mars'ın iki uydusu var - Phobos ve Deimos.

Atmosfer.

Gezegen gazlı bir kabukla örtülüdür - dünyanınkinden daha düşük yoğunluğa sahip bir atmosfer. Atmosfer basıncının en yüksek olduğu Mars'ın derin çöküntülerinde bile, Dünya yüzeyinden yaklaşık 100 kat, Mars dağ zirveleri seviyesinde ise 500-1000 kat daha azdır. Bileşiminde Venüs atmosferine benzer ve %2,7 nitrojen, %1,6 argon, %0,07 karbon monoksit, %0,13 oksijen ve yaklaşık %0,03 su buharı karışımıyla %95,3 karbondioksit içerir, içeriği değişen, yanı sıra neon, kripton, ksenon safsızlıkları.

Mars'taki ortalama sıcaklık, Dünya'dan çok daha düşüktür, yaklaşık -40 ° C. Yaz aylarında en uygun koşullar altında, gezegenin gündüz yarısında, hava 20 ° C'ye kadar ısınır - sakinler için oldukça kabul edilebilir bir sıcaklık Yeryüzünün. Ancak bir kış gecesinde don -125 ° C'ye ulaşabilir. Bu tür keskin sıcaklık düşüşlerine, Mars'ın nadir atmosferinin ısıyı uzun süre tutamaması neden olur.

Hızı 100 m/s'ye ulaşan güçlü rüzgarlar genellikle gezegenin yüzeyinde eser. Düşük yerçekimi, nadir görülen hava akımlarının bile devasa toz bulutları oluşturmasına izin verir. Bazen Mars'taki oldukça geniş alanlar görkemli toz fırtınalarıyla kaplanır. Küresel toz fırtınası Eylül 1971'den Ocak 1972'ye kadar sürdü ve atmosfere yaklaşık bir milyar ton tozu 10 km'den daha yüksek bir yüksekliğe kaldırdı.

Mars atmosferinde çok az su buharı vardır, ancak düşük basınç ve sıcaklıkta doygunluğa yakın bir durumdadır ve genellikle bulutlarda toplanır. Mars bulutları, çeşitli şekil ve türlere sahip olmalarına rağmen, Dünya'daki bulutlara kıyasla oldukça ifadesizdir: sirrus, dalgalı, rüzgar altı (büyük dağların yakınında ve büyük kraterlerin yamaçlarının altında, rüzgardan korunan yerlerde). Ovalar, kanyonlar, vadiler üzerinde - ve günün soğuk saatlerinde kraterlerin dibinde genellikle sis olur.

Amerikan iniş istasyonları "Viking-1" ve "Viking-2" den gelen görüntülerin gösterdiği gibi, açık havadaki Mars gökyüzünün pembemsi bir rengi vardır, bu da güneş ışığının toz parçacıklarına saçılması ve sisin aydınlatılmasıyla açıklanır. gezegenin turuncu yüzeyi. Bulutların yokluğunda, Mars'ın gazlı kabuğu, canlı organizmalar için tehlikeli ultraviyole ışınları da dahil olmak üzere, dünyanınkinden çok daha şeffaftır.

Mevsimler.

Mars'ta bir güneş günü 24 saat 39 dakika sürer. 35 sn. Ekvatorun yörünge düzlemine önemli bir eğimi, yörüngenin bazı bölgelerinde, esas olarak Mars'ın kuzey enlemlerinin Güneş tarafından aydınlatılması ve ısıtılması, diğerlerinde - güney olanlar, yani mevsim değişikliği. Mars yılı yaklaşık 686.9 gün uzunluğundadır. Mars'ta mevsimlerin değişimi Dünya'dakiyle aynıdır. Mevsimsel değişiklikler en çok kutup bölgelerinde belirgindir. Kışın, kutup kapakları önemli bir alanı kaplar. Kuzey kutup başlığının sınırı, kutuptan ekvatordan uzaklığın üçte biri kadar uzaklaşabilir ve güney kutup başlığının sınırı bu mesafenin yarısını aşar. Bu fark, kuzey yarımkürede kışın Mars'ın yörüngesinin günberisinden geçtiği ve güney yarımkürede afelden geçtiği zaman meydana gelmesi gerçeğinden kaynaklanmaktadır. Bu nedenle, güney yarım kürede kışlar kuzeyden daha soğuktur. Mars yörüngesinin eliptikliği, kuzey ve güney yarımkürelerin ikliminde önemli farklılıklara yol açar: orta enlemlerde kışlar daha soğuktur ve yazlar güneydekilerden daha sıcaktır, ancak kuzeydekilerden daha kısadır .. Yaz geldiğinde Mars'ın kuzey yarım küresinde, kuzey kutup başlığı hızla azalır, ancak şu anda bir başkası büyür - yakın Güney Kutbu kışın geldiği yer. 19. yüzyılın sonunda - 20. yüzyılın başında, Mars'ın kutup başlıklarının buzullar ve kar olduğuna inanılıyordu. Modern verilere göre, gezegenin her iki kutup başlığı - kuzey ve güney - katı karbondioksitten, yani Mars atmosferinin bir parçası olan karbondioksitin donması ve su buzu ile karıştırılmasıyla oluşan kuru buzdan oluşur. maden tozu.

Gezegenin yapısı.

Düşük kütle nedeniyle, Mars'taki yerçekimi Dünya'dan neredeyse üç kat daha düşüktür. Şu anda, Mars'ın yerçekimi alanının yapısı ayrıntılı olarak incelenmiştir. Gezegendeki düzgün yoğunluk dağılımından hafif bir sapmayı gösterir. Çekirdek, gezegenin yarıçapının yarısına kadar bir yarıçapa sahip olabilir. Görünüşe göre, saf demir veya bir Fe-FeS (demir-demir sülfür) alaşımından ve muhtemelen bunlarda çözünmüş hidrojenden oluşur. Görünüşe göre, Mars'ın çekirdeği kısmen veya tamamen sıvı haldedir.

Mars, 70-100 km kalınlığında kalın bir kabuğa sahip olmalıdır. Çekirdek ile kabuk arasında demirce zenginleştirilmiş bir silikat manto bulunur. Yüzey kayalarında bulunan kırmızı demir oksitler gezegenin rengini belirler. Şimdi Mars soğumaya devam ediyor.

Gezegenin sismik aktivitesi zayıf.

Yüzey.

Mars'ın yüzeyi ilk bakışta aya benziyor. Bununla birlikte, aslında, rahatlaması çok çeşitlidir. Mars'ın uzun jeolojik tarihi boyunca, yüzeyi volkanik patlamalar ve marsquas tarafından değiştirildi. Savaş tanrısının yüzünde meteorlar, rüzgar, su ve buz tarafından derin izler bırakılmıştır.

Gezegenin yüzeyi, adeta iki zıt kısımdan oluşur: güney yarım küreyi kaplayan eski yaylalar ve kuzey enlemlerinde yoğunlaşan genç ovalar. Ek olarak, iki büyük volkanik bölge öne çıkıyor - Elysium ve Tharsis. Dağlık ve düz alanlar arasındaki yükseklik farkı 6 km'ye ulaşıyor. Farklı alanların neden birbirinden bu kadar farklı olduğu hala belirsizdir. Belki de böyle bir bölünme, çok eski bir felaketle ilişkilidir - Mars'ta büyük bir asteroitin düşüşü.

Yüksek dağlık kısım, yaklaşık 4 milyar yıl önce gerçekleşen aktif bir göktaşı bombardımanının izlerini korumuştur. Meteor kraterleri gezegen yüzeyinin 2/3'ünü kaplar. Eski yaylalarda neredeyse Ay'daki kadar var. Ancak birçok Mars krateri, hava koşulları nedeniyle "şeklini kaybetti". Bazıları, görünüşe göre, bir zamanlar su akıntıları tarafından yıkandı. Kuzey ovaları tamamen farklı görünüyor. 4 milyar yıl önce çok sayıda göktaşı kraterleri vardı, ancak daha önce bahsedilen felaket olayı onları gezegen yüzeyinin 1 / 3'ünden sildi ve bu alandaki kabartması yeniden oluşmaya başladı. Ayrı göktaşları daha sonra oraya düştü, ancak genel olarak kuzeyde birkaç çarpma krateri var.

Bu yarım kürenin görünümü volkanik aktivite ile belirlendi. Ovaların bir kısmı tamamen eski magmatik kayalarla kaplıdır. Sıvı lav akıntıları yüzeye yayıldı, katılaştı ve üzerlerinden yeni akıntılar aktı. Bu taşlaşmış "nehirler" büyük volkanların çevresinde yoğunlaşmıştır. Lav dillerinin uçlarında karasal tortul kayaçlara benzer yapılar gözlenir. Muhtemelen kızgın püsküren kütleler katmanları erittiğinde yeraltı buzu, yavaş yavaş kuruyan Mars yüzeyinde oluşan oldukça geniş rezervuarlar. Lav ve yeraltı buzunun etkileşimi ayrıca çok sayıda oluk ve çatlağın ortaya çıkmasına neden oldu. Volkanlardan uzak alçak bölgelerde Kuzey yarımküre uzanan kum tepeleri. Özellikle birçoğu kuzey kutup kapağının yakınında.

Volkanik manzaraların bolluğu, uzak geçmişte Mars'ın oldukça çalkantılı bir jeolojik dönem yaşadığını, büyük olasılıkla yaklaşık bir milyar yıl önce sona erdiğini gösteriyor. En aktif süreçler Elysium ve Tharsis bölgelerinde gerçekleşti. Bir zamanlar Mars'ın bağırsaklarından kelimenin tam anlamıyla sıkılmışlardı ve şimdi görkemli şişlikler şeklinde yüzeyinin üzerine çıkıyorlar: Elysium 5 km yüksekliğinde, Tharsis - 10 km. Mars kabuğundaki eski süreçlerin izleri olan bu şişliklerin etrafında çok sayıda fay, çatlak, sırt yoğunlaşmıştır. Birkaç kilometre derinliğindeki en görkemli kanyon sistemi - Mariner Vadisi - Tharsis Dağları'nın tepesinde başlar ve 4 bin kilometre doğuya uzanır. Vadinin orta kesiminde genişliği birkaç yüz kilometreye ulaşıyor. Geçmişte, Mars atmosferi daha yoğun olduğunda, su kanyonlara akabilir ve içlerinde derin göller oluşturabilirdi.

Mars volkanları, dünya standartlarına göre istisnai fenomenlerdir. Ancak aralarında bile Tharsis Dağları'nın kuzeybatısında yer alan Olympus yanardağı öne çıkıyor. Bu dağın tabanının çapı 550 km'ye ulaşır ve yüksekliği 27 km'dir, yani. Dünyanın en yüksek zirvesi olan Everest'in üç katı yüksekliğindedir. Olympus, 60 kilometrelik devasa bir kraterle taçlandırılmıştır. Tharsis Dağları'nın en yüksek bölümünün doğusunda başka bir yanardağ keşfedildi - Alba. Yükseklik olarak Olympus ile rekabet edemese de taban çapı neredeyse üç kat daha büyüktür.

Bu volkanik koniler, bileşim olarak Hawaii Adaları'ndaki karasal volkanların lavlarına benzer şekilde, çok sıvı lavların sakin püskürmelerinin sonucudur. Diğer dağların yamaçlarındaki volkanik kül izleri, Mars'ta zaman zaman yıkıcı patlamaların meydana geldiğini gösteriyor.

Geçmişte akan su, Mars kabartmasının şekillenmesinde büyük rol oynadı. Çalışmanın ilk aşamalarında Mars, gökbilimcilere çöl ve susuz bir gezegen gibi görünüyordu, ancak Mars'ın yüzeyi yakın mesafeden fotoğraflandığında, eski yaylalarda sık sık akan sudan kalmış gibi oluklar olduğu ortaya çıktı. Bazıları yıllar önce fırtınalı, hızlı akıntılar tarafından delinmiş gibi görünüyor. Bazen yüzlerce kilometre boyunca uzanırlar. Bu "derelerin" bazılarının oldukça saygılı bir yaşı var. Diğer vadiler, sakin dünyevi nehirlerin yataklarına çok benzer. Görünüşlerini muhtemelen yeraltı buzunun erimesine borçlular.

Mars hakkında bazı ek bilgiler, doğal uyduları Phobos ve Deimos'un çalışmalarına dayanan dolaylı yöntemlerle elde edilebilir.

Mars uyduları.

Mars'ın uyduları, 11 ve 17 Ağustos 1877'de Amerikalı astronom Asaph Hall'un büyük muhalefeti sırasında keşfedildi. Uydular Yunan mitolojisinden böyle isimler aldı: Ares (Mars) ve Afrodit'in (Venüs) oğulları Phobos ve Deimos, her zaman babalarına eşlik etti. Yunancadan çevrilen “phobos” “korku”, “deimos” ise “korku” anlamına gelir.

Fobolar. Deimler.

Mars'ın her iki uydusu da neredeyse tam olarak gezegenin ekvator düzleminde hareket eder. Uzay aracı yardımıyla Phobos ve Deimos'un düzensiz bir şekle sahip oldukları ve yörünge konumlarında her zaman aynı tarafta gezegene dönük kaldıkları tespit edildi. Phobos'un boyutları yaklaşık 27 km ve Deimos - yaklaşık 15 km'dir. Mars uydularının yüzeyi çok koyu minerallerden oluşur ve çok sayıda kraterle kaplıdır. Bunlardan biri - Phobos'ta yaklaşık 5,3 km çapındadır. Kraterler muhtemelen göktaşı bombardımanı tarafından üretilir; paralel oluklar sisteminin kökeni bilinmemektedir. Phobos'un yörünge hareketinin açısal hızı o kadar büyüktür ki, diğer armatürlerin aksine, Phobos batıda yükselir, gezegenin eksenel dönüşünü sollar ve doğuda batar.

Mars'ta yaşam arayışı.

Uzun bir süre boyunca, Mars'ta dünya dışı yaşam formları arandı. Gezegeni keşfederken uzay aracı Viking serisinin üç karmaşık biyolojik deneyi gerçekleştirilmiştir: piroliz ayrışması, gaz değişimi, etiket ayrışması. Dünyevi yaşamı inceleme deneyimine dayanırlar. Piroliz bozunma deneyi, karbon içeren fotosentez süreçlerinin tanımına dayanıyordu, etiket ayrıştırma deneyi, suyun varoluş için gerekli olduğu varsayımına dayanıyordu ve gaz alışverişi deneyi, Mars yaşamının bir çözücü olarak suyu kullanması gerektiğini hesaba katıyordu. Her üç biyolojik deney de olumlu bir sonuç vermesine rağmen, muhtemelen doğaları gereği biyolojik değildirler ve besin çözeltisinin Mars doğasına ait malzeme ile inorganik reaksiyonları ile açıklanabilirler. Dolayısıyla Mars'ın yaşamın ortaya çıkması için şartlara sahip olmayan bir gezegen olduğunu özetleyebiliriz.

Çözüm

tanıştık Teknoloji harikası gezegenimiz ve Dünya grubunun gezegenleri. Gezegenimizin ve aslında tüm gezegen sisteminin geleceği, eğer öngörülemeyen bir şey olmazsa, açık görünüyor. Gezegenlerin kurulu düzeninin, birkaç milyar yıl içinde bile, dolaşan bir yıldız tarafından bozulma olasılığı küçüktür. Yakın gelecekte, güneş enerjisi akışında güçlü değişiklikler beklenmemelidir. Buzul çağlarının tekrar etmesi muhtemeldir. Bir kişi iklimi değiştirebilir, ancak bunu yaparken bir hata yapabilir. Kıtalar sonraki dönemlerde yükselecek ve düşecek, ancak süreçlerin yavaş olacağını umuyoruz. Büyük göktaşı etkileri zaman zaman mümkündür.

Ama temelde Güneş Sistemi modern görünümünü koruyacak.

Plan.

1. Giriş.

2. Merkür.

3. Venüs.

6. Sonuç.

7. Edebiyat.

Merkür gezegeni.

Merkür yüzeyi.

Gezegen Venüs.

Venüs yüzeyi.

Dünya gezegeni.

Arazi yüzeyi.

Mars gezegeni.

Mars yüzeyi.