Сонце і сонячна система

Хмари Венери складаються з мікроскопічних крапельок концентрованої сірчаної кислоти. Верхній шар хмар віддалений від поверхні на 90 км, температура там ок. ; нижний слой – на 30 км, температура ок. 200 C; нижній шар - на 30 км, температура ок. . 430 C. Ще нижче так спекотно, що хмар немає. Зрозуміло, на поверхні Венери немає рідкої води. Атмосфера Венери на рівні верхнього хмарного шару обертається в тому ж напрямку, що і поверхня планети, але значно швидше, здійснюючи оборот за 4 діб; це явище називають суперротаціей, і пояснення йому поки не знайдено.

Автоматичні станції опускалися на денний і нічний сторонах Венери. Вдень поверхня планети висвітлена розсіяним сонячним світлом приблизно з такою інтенсивністю, як у похмурий день на Землі. Вночі на Венері відмічено багато блискавок. Станції «Венера» передали зображення невеликих ділянок у місцях посадки, на яких видно скелястий грунт. У цілому топографія Венери вивчена по радіолокаційним зображень, переданим орбітальними апаратами «Піонер-Венера» (1979), «Венера-15 і -16» (1983) і «Магеллан» (1990). Найдрібніші деталі на найкращих з них мають розмір близько 100 м.

На відміну від Землі на Венері немає чітко виражених континентальних плит, але відзначається кілька глобальних височин, наприклад земля Іштар розміром з Австралії. На поверхні Венери безліч метеоритних кратерів і вулканічних куполів. Очевидно, кора Венери тонка, так що розплавлена ​​лава підходить близько до поверхні і легко виливається на неї після падіння метеоритів. Оскільки дощів та сильних вітрів у поверхні Венери не буває, ерозія поверхні відбувається дуже повільно, і геологічні структури залишаються доступними для спостереження з космосу сотні мільйонів років. Про внутрішню будову Венери відомо мало. Ймовірно, у неї є металеве ядро, що займає 50% радіуса. Але магнітного поля у планети немає внаслідок її дуже повільного обертання. Ні у Венери і супутників.

5. Земля

Наша планета - єдина, у якій велика частина поверхні (75%) покрита рідкою водою. Земля - активна планета і, можливо, єдина, у якій оновлення поверхні зобов'язана процесам тектоніки плит, котрі виявляють себе серединно-океанічними хребтами, острівними дугами і складчастими гірськими поясами. Розподіл висот твердої поверхні Землі бімодальне: середній рівень океанічного дна на 3900 м нижче рівня моря, а континенти в середньому підносяться над ним на 860 м.

Сейсмічні дані вказують на наступну будову земних надр: кора (30 км), мантія (до глибини 2900 км), металеве ядро. Частина ядра розплавлена; там генерується земне магнітне поле, яке вловлює заряджені частинки сонячного вітру (протони і електрони) і формує навколо Землі дві заповнені ними тороїдальні області - радіаційні пояси (пояси Ван-Аллена), локалізовані на висотах 4000 і 17 000 км від поверхні Землі.

Атмосфера Землі складається на 78% з азоту і на 21% з кисню; це результат тривалої еволюції під впливом геологічних, хімічних і біологічних процесів. Можливо, первинна атмосфера Землі була багата воднем, який потім зник. Дегазація надр наповнила атмосферу вуглекислим газом і водяною парою. Але пар сконденсуватися в океанах, а двоокис вуглецю виявилася що в карбонатних породах. . Таким чином, в атмосфері залишився азот, а кисень з'явився поступово в результаті життєдіяльності біосфери. Ще 600 млн. років тому вміст кисню в повітрі було раз на 100 нижче нинішнього.

Існують вказівки, що клімат Землі змінюється в короткій (10 000 років) і довгої (100 млн. років) шкалах. Причиною цього можуть бути зміни орбітального руху Землі, нахилу осі обертання, частоти вулканічних вивержень. Не виключені і коливання інтенсивності сонячного випромінювання. У нашу епоху на клімат впливає і діяльність людини: викиди газів і пилу в атмосферу. У Землі є супутник - Місяць, походження якої до цих пір не розгадано.

6. Місяць

Один з найбільших супутників, Місяць перебуває на другому місці після Харона (супутника Плутона) по відношенню мас супутника і планети. Сила тяжіння на місячній поверхні в 6 разів менше земного.

Місяць обертається навколо Землі. Добове обертання і орбітальний звернення Місяця синхронізовані, тому ми завжди бачимо тільки одне її півкуля. Правда, невеликі похитування Місяця дозволяють протягом місяця побачити близько 60% її поверхні. Основна причина лібрацій в тому, що добове обертання Місяця відбувається з постійною швидкістю, а орбітальне звернення - з перемінної (внаслідок ексцентричності орбіти).

Ділянки місячної поверхні здавна умовно ділять на «морські» і «материкові». Поверхня морів виглядає темніше, лежить нижче і значно рідше покрита метеоритними кратерами, ніж материкова поверхню. Моря залиті базальтовими лавами, а материки складені анортозитових породами, багатими польового шпату. Судячи по великій кількості кратерів, материкові поверхні значно старше морських. Інтенсивна метеоритне бомбардування зробила верхній шар місячної кори дрібно роздробленим, а зовнішні кілька метрів перетворила на порошок, званий реголітом.

Астронавти і автоматичні зонди доставили з Місяця зразки скельного грунту і реголіту. Аналіз показав, що вік морської поверхні близько 4 млрд. років. Отже, період інтенсивного метеоритного бомбардування доводиться на перші 0,5 млрд. років після утворення Місяця 4,6 млрд. років тому. Потім частота падіння метеоритів і утворення кратерів практично не змінювалася і становить до цих пір один кратер діаметром 1 км за 105 років.

Місячні породи бідні летючими елементами і залізом, але багаті тугоплавкими елементами. Лише на дні місячних полярних кратерів можуть бути поклади льоду, такі, як на Меркурії. Атмосфери у Місяця практично немає і немає свідоцтв, що місячний грунт коли-небудь зазнавав дії рідкої води. Немає в ньому і органічних речовин - лише сліди вуглистих хондритів, що потрапили з метеоритами. днем и 120 C ночью) делают Луну непригодной для жизни. Відсутність води та повітря, а також сильні коливання температури поверхні (390 C вдень і 120 C вночі) роблять Місяць непридатною для життя.

Доставлені на Місяць сейсмометри дозволили дізнатися дещо про місячних надрах. Там часто відбуваються слабкі «лунотрясения», ймовірно, пов'язані з приливні впливом Землі. Місяць досить однорідна, має маленьке щільне ядро і кору товщиною близько 65 км з більш легких матеріалів, причому верхні 10 км кори роздроблені метеоритами ще 4 млрд. років тому. Великі ударні басейни розподілені по місячній поверхні рівномірно, але товщина кори на видимій стороні Місяця менше, тому саме на ній зосереджено 70% морської поверхні.

Історія місячної поверхні в цілому відома: після закінчення 4 млрд. років тому етапу інтенсивного метеоритного бомбардування ще близько 1 млрд. років надра були досить гарячими і базальтова лава виливалася в моря. Потім лише рідкісне падіння метеоритів змінювало лик нашого супутника. А от про походження Місяця до цих пір сперечаються. Вона могла сформуватися самостійно і потім бути захопленої Землею; могла сформуватися разом з Землею як її супутник; нарешті, могла відокремитися від Землі в період формування. Друга можливість ще недавно була популярна, але в останні роки серйозно розглядається гіпотеза освіти Місяця з речовини, викинутого прото-Землею при зіткненні з великим небесним тілом.

Незважаючи на неясність походження системи Земля - Місяць, подальша їх еволюція простежується досить надійно. Приливну взаємодію істотно впливає на рух небесних тіл: добове обертання Місяця практично вже припинилося (його період зрівнявся з орбітальним), а обертання Землі сповільнюється, передаючи свій момент імпульсу орбітального руху Місяця, яка в результаті віддаляється від Землі приблизно на 3 см в рік. Це припиниться, коли обертання Землі вирівняється з рухом Місяця. Тоді Земля і Місяць будуть постійно повернені один до одного однією стороною (як Плутон і Харон), а їх добу і місяць стануть рівні 47 нинішнім діб; при цьому Місяць віддалиться від нас в 1,4 рази. Щоправда, і ця ситуація не збережеться назавжди, бо не припинять діяти на обертання Землі сонячні припливи.

7. Марс

Марс схожий на Землю, але майже вдвічі менше її і мають дещо меншу середню щільність. Період добового обертання (24 год 37 хв) і нахил осі (24 °) майже не відрізняються від земних.

Земному спостерігачеві Марс здається червонуватою зірочкою, блиск якої помітно змінюється; він максимальний у періоди протистоянь, що повторюються через два з невеликим роки (наприклад, у квітні 1999 і в червні 2001). Особливо близький і ярок Марс в періоди великих протистоянь, що відбуваються, якщо він у момент протистояння проходить поблизу перигелію; це трапляється через кожні 15-17 років.

У телескоп на Марсі видно яскраві помаранчеві області і темніші райони, тон яких змінюється в залежності від сезону. На полюсах лежать яскраво-білі снігові шапки.

Червонуватий колір планети пов'язаний з великою кількістю оксидів заліза (іржі) в її грунті.

Розріджена атмосфера Марса складається на 95% з вуглекислого газу і на 3% з азоту. У малій кількості присутні водяна пара, кисень та аргон. При такому низькому тиску не може бути рідкої води. , а максимальная летом на экваторе достигает 290 C . Середня денна температура 240 C, а максимальна влітку на екваторі досягає 290 C. . Добові коливання температури близько 100 C. Таким чином, клімат Марса - це клімат холодної обезводненої високогірній пустелі.

и атмосферный углекислый газ замерзает и выпадает на поверхность белым снегом, образуя полярную шапку. У високих широтах Марса взимку температура опускається нижче 150 C і атмосферний вуглекислий газ замерзає і випадає на поверхню білим снігом, утворюючи полярну шапку. Періодична конденсація і сублімація полярних шапок викликає сезонні коливання тиску атмосфери на 30%. До кінця зими кордон полярної шапки опускається до 45 ° -50 ° широти, а влітку від неї залишається невелика область (300 км діаметром біля південного полюса і 1000 км біля північного), ймовірно, що складається з водяного льоду, товщина якого може досягати 1-2 км.

Іноді на Марсі дмуть сильні вітри, що піднімають у повітря хмари дрібного піску. Особливо потужні пилові бурі бувають в кінці весни в південному півкулі, коли Марс проходить через перигелій орбіти і сонячне тепло особливо велике. На тижні і навіть місяці атмосфера стає непрозорою від жовтої пилу. Відкладення пилу так сильно змінюють вигляд марсіанської поверхні від сезону до сезону, що це помітно навіть з Землі при спостереженні в телескоп. У минулому ці сезонні зміни кольору поверхні деякі астрономи вважали ознакою рослинності на Марсі.

Геологія Марса досить різноманітна. Великі простори південної півкулі вкриті старими кратерами, що залишилися від епохи давньої метеоритного бомбардування (4 млрд. років тому). Значна частина північної півкулі покрита більш молодими лавовими потоками. Особливо цікава височина Фарсида, на якій розташовані кілька гігантських вулканічних гір. Найвища серед них - гора Олімп - має поперечник біля основи 600 км і висоту 25 км. Хоча ознак вулканічної активності зараз немає, вік лавових потоків не перевищує 100 млн. років, що небагато в порівнянні з віком планети 4,6 млрд. років.

Хоча стародавні вулкани вказують на колись потужну активність марсіанських надр, ознак тектоніки плит немає: відсутні складчасті гірські пояси та інші покажчики стиснення кори. Однак є потужні рифтові розломи, найбільший з яких - долини Марінера - тягнеться від Фарсида на схід на 4000 км при максимальній ширині 700 км і глибині 6 км.

Одним з найцікавіших геологічних відкриттів, зроблених за знімкам з космічних апаратів, стали розгалужені звивисті долини довжиною в сотні кілометрів, що нагадують висохлі русла земних річок. Це наводить на думку про більш сприятливому кліматі в минулому, коли температура і тиск могли бути вище і по поверхні Марса текли річки. Правда, розташування долин у південних, сильно кратерірованних районах Марса вказує на те, що річки на Марсі були дуже давно, ймовірно, в перші 0,5 млрд. років його еволюції. Тепер вода лежить на поверхні у вигляді льоду полярних шапок і, можливо, під поверхнею у вигляді шару вічної мерзлоти.

Внутрішня будова Марса вивчено слабо. Його низька середня густина свідчить про відсутність значного металевого ядра; у всякому разі воно не розплавлене, що випливає з відсутності у Марса магнітного поля. Сейсмометр на посадковому блоці апарату «Вікінг-2» не зафіксував сейсмічної активності планети за 2 роки роботи (на «Вікінгу-1» сейсмометр не діяв).

Марс має два маленькі супутники - Фобос і Деймос. Обидва вони неправильної форми, покриті метеоритними кратерами і, ймовірно, є астероїдами, захопленими планетою в далекому минулому. Фобос обертається навколо планети за дуже низькій орбіті і продовжує наближатися до Марса під дією припливів пізніше він буде зруйнований тяжінням планети.

8. Юпітер

Найбільша планета Сонячної системи, Юпітер, в 11 разів більша за Землю і в 318 разів масивніше її. Його низька середня щільність вказує на склад, близький до сонячного: в основному це водень і гелій. Швидке обертання Юпітера навколо осі викликає його полярне стиснення на 6,4%.

У телескоп на Юпітері видно хмарні смуги, паралельні екватора; світлі зони в них перемежовуються червонуватими поясами. Ймовірно, світлі зони - це області висхідних потоків, де видно верхівки аміачних хмар; червонуваті пояса пов'язані зі спадними потоками, яскравий колір яких визначають гідросульфат амонію, а також сполуки червоного фосфору, сірки й органічні полімери. , но с глубиной она увеличивается на 2,5 C /км. Температура на рівні верхівок аміачних хмар 125 C, але з глибиною вона збільшується на 2,5 C / км. На глибині 60 км повинен бути шар водяних хмар.

Швидкості руху хмар у зонах і сусідніх поясах істотно різняться: так, в екваторіальному поясі хмари рухаються на схід на 100 м / с швидше, ніж в сусідніх зонах. Різниця швидкостей викликає сильну турбулентність на межах зон і поясів, що робить їх форму дуже хитромудрою. Одним з проявів цього є овальні обертаються плями, найбільше з яких - Велика Червона Пляма - було відкрито понад 300 років тому Кассіні. Це пляма більше диска Землі, воно має спіральну циклонічну структуру і робить один оборот навколо осі за 6 діб. Решта плями меншого розміру і чомусь всі білі.

У Юпітера немає твердої поверхні. Верхній шар планети протяжністю 25% радіуса складається з рідкого водню і гелію. , водород переходит в металлическое состояние. Нижче, де тиск перевищує 3 млн. бар, а температура 10 000 C, водень переходить в металеве стан. Можливо, поблизу центру планети є рідке ядро з більш важких елементів з загальною масою близько 10 мас Землі. . У центрі тиск близько 100 млн. бар і температура 20-30 тис. C.

Рідкі металеві надра і швидке обертання планети стали причиною її потужного магнітного поля, яке в 15 разів сильніше земного. Величезна магнітосфера.

Юпітера з потужними радіаційними поясами простирається за орбіти його чотирьох великих супутників.

Температура в центрі Юпітера завжди була нижчою, ніж необхідно для протікання термоядерних реакцій. Але внутрішні запаси тепла в Юпітера, що залишилися з епохи формування, великі. Навіть зараз, через 4,6 млрд. років, він виділяє приблизно стільки ж тепла, скільки отримує від Сонця; в перший мільйон років еволюції потужність випромінювання Юпітера була в 104 разів вище. Оскільки це була епоха формування великих супутників планети, не дивно, що їх склад залежить від відстані до Юпітера: два найближчих до нього - Іо і Європа - мають досить високу щільність (3,5 і 3,0 г/см3), а більш далекі - Ганімед і Каллісто - містять багато водяного льоду і тому менш щільні.

У Юпітера не менше 16 супутників і слабке кільце: воно видалено на 53 тис. км від верхнього шару хмар, має ширину 6000 км і складається, мабуть, з дрібних і дуже темних твердих частинок. Чотири найбільших супутники Юпітера називають галілєєвих, оскільки їх відкрив Галілей в 1610; незалежно від нього в тому ж році їх виявив німецький астроном Марій, який дав їм нинішні імена - Іо, Європа, Ганімед і Каллісто. Найменший з супутників - Європа - трохи менше Місяця, а Ганімед більше Меркурія.

На поверхні Іо «Вояджери» виявили кілька діючих вулканів, що викидають речовину на сотні кілометрів вгору. Поверхня Іо покрита рудуватими відкладеннями сірки і світлими плямами двоокису сірки - продуктами вулканічних вивержень. У вигляді газу двоокис сірки утворює вкрай розріджену атмосферу Іо. Енергія вулканічної діяльності черпається з приливного впливу планети на супутник. Орбіта Іо проходить в радіаційних поясах Юпітера, і давно вже встановлено, що супутник сильно взаємодіє з магнітосферою, викликаючи в ній радіовсплескі. У 1973 вздовж орбіти Іо виявлений тор з світяться атомів натрію; пізніше там були знайдені іони сірки, калію і кисню. Екаті речовини вибиваються енергійними протонами радіаційних поясів або прямо з поверхні Іо, або з газових «плюмажем» вулканів.

Хоча приливне вплив Юпітера на Європу слабкіше, ніж на Іо, його надра теж можуть бути частково розплавлені. Спектральні дослідження показують, що на поверхні Європи лежить водяний лід, а його червонуватий відтінок, ймовірно, пов'язаний із забрудненням сірою від Іо. Майже повна відсутність ударних кратерів вказує на геологічну молодість поверхні. Складки і розломи крижаної поверхні Європи нагадують крижані поля земних полярних морів; ймовірно, на Європі під шаром льоду знаходиться рідка вода.

Ганімед - найбільший супутник в Сонячній системі. Його щільність невелика; ймовірно, він складається наполовину з кам'яних порід і наполовину з льоду. Його поверхня виглядає дивно і зберігає сліди розширення кори, можливо, супроводжував процес диференціації надр. Ділянки древньої кратерірованной поверхні розділені більш молодими жолобами, довжиною в сотні кілометрів і шириною 1-2 км, що лежать на відстані 10-20 км один від одного. Ймовірно, це більш молодий лід, що утворився при злитті води крізь тріщини відразу після диференціації близько 4 млрд. років тому.

Каллісто схожий на Ганімед, але на його поверхні немає слідів розломів; вся вона дуже стара і сильно кратерірованная. Поверхня обох супутників покрита льодом упереміж з гірськими породами типу реголіту. Але якщо на Ганімеді лід становить близько 50%, то на Каллісто - менше 20%. Склад гірських порід Ганімеда і Каллісто, ймовірно, схожий на склад вуглецевих метеоритів.

З дюжини малих супутників Юпітера чотири розташовані ближче галілеєвих до планети; найбільший з них Амальтея - кратерірованний об'єкт неправильної форми. Його темна поверхня - дуже червона - можливо, покрита сірою з Іо. Зовнішні малі супутники Юпітера діляться на дві групи відповідно до їх орбітами: 4 більш близьких до планети звертаються в прямому (щодо обертання планети) напрямі, а 4 більш далеких - у зворотному. Всі вони маленькі і темні; ймовірно, вони захоплені Юпітером з числа астероїдів групи Троянців.