Планеты Солнечной системы

 

2.2 Основные характеристики планеты Меркурий

Меркурий – самая близкая к Солнцу планета, поэтому его очень трудно наблюдать с Земли. Он всегда теряется в ярких лучах Солнца. Более всего Меркурий удаляется от Солнца на 28°.

Период обращения планеты вокруг Солнца равен 88 земных суток, а период вращения вокруг оси – 59 земных суток, т. е. 2/3 периода обращения. Вследствие резонанса солнечные сутки на Меркурии 176 земных суток.

Меркурий обращается вокруг Солнца по сильно вытянутой орбите (эксцентриситет е = 0,21), поэтому в перигелии диаметр Солнца, видимый на планете, в 1,5 раза больше, чем в афелии. Поверхность Меркурия в перигелии получает в два с лишним раза больше тепла, чем в афелии. Ось вращения почти перпендикулярна плоскости орбиты.

Космический аппарат «Маринер-10» пролетел на расстоянии 756 км от поверхности Меркурия, поэтому на переданных изображениях можно рассмотреть детали размером до 50 – 150 м. Оказалось, что поверхность Меркурия похожа на лунную, но почти не имеет «морей». Существуют свойственные только для Меркурия образования – эскарпы или обрывы, разделяющие два ничем не отличающиеся друг от друга участка поверхности (Приложение Д).

Самый большой кратер на Меркурии называется Бетховен и имеет диаметр 625 км. На Меркурии менее выраженные рельефные формы, чем на Луне, и горы меньше. Это вызвано, очевидно, большей силой тяжести (в 2,3 раза).

За долгие ночи температура на Меркурии падает до – 173°С, за дни поднимается до +430°С. При такой температуре плавится олово, свинец и цинк. Суточные изменения температуры составляют около 600°С.

Диметр Меркурия измерен радиолокационным методом и равен 4878 км, а плотность 5,43 г/см3. На Меркурии должно находиться очень много железа (предположительно 60 % его массы).

На дне околополярных кратеров обнаружен водяной лед. Ось планеты перпендикулярна плоскости орбиты, поэтому несмотря на то, что полуденная температура достигает почти 500°С, солнечные лучи  никогда не проникают во внутренние области околополярных кратеров. Температура там не поднимается выше – 160°С. Источниками водяного пара могут быть недра, кометы, астероиды. Так как орбита Меркурия наклонена к плоскости эклиптики на 7°, это позволило радиолокационным методом с Земли наблюдать околополярные области планеты. Радиосигнал был отражён водяным льдом толщиной 2 метра. Лёд этот очень древний и накапливается на дне кратеров миллионы лет.

На Меркурии обнаружена водородно-гелиевая очень разреженная атмосфера. Давление атмосферы на поверхности на солнечной стороне меньше триллионной доли земного давления. На ночной стороне давление на порядок выше.

Вероятно, Меркурий имеет железное ядро, размеры которого равны размерам Луны (диаметр примерно равен 3600 км.). Ядро окружено тонким слоем мантии, равным 640 км. Сильного магнитного поля на Меркурии не может быть из-за медленного вращения планеты, даже если она и обладает большим жидким ядром [19, с.36].

Приборы «Маринера-10» установили наличие у планеты слабого магнитного поля – около 100 гамм на расстоянии 450 км. Тщательное изучение магнитного поля планеты показало, что оно имеет более сложную структуру, чем земное: кроме дипольного (двухполюсного) в нем присутствуют еще поля с четырьмя и восемью полюсами с относительной напряженностью 1 : 0,4 : 0,3 (у Земли 1 : 0,14 : 0,09). Со стороны Солнца магнитосфера Меркурия сильно сжата под действием солнечного ветра [1, с.79].

 

2.3 Основные характеристики планеты Венера

Венера - третье по яркости светило на земном небе. Венерианский день равен 243 земным и длиннее года, который равен 224,7 дней. Венера вращается с востока на запад.

По массе и размерам Венера очень близка к Земле. Планета обладает такой плотной атмосферой, что сквозь неё никогда нельзя увидеть элементы поверхности. Впервые удалось наблюдать детали атмосферы Венеры только с помощью ультрафиолетового излучения. Оказалось, что Венера имеет ультрафиолетовые облака, которые вращаются с периодом 4 дня. Она вращается вокруг своей оси в обратную сторону, по сравнению с Землей. Наклон экватора к плоскости орбиты равен 177°.

Автоматическая межпланетная станция «Магеллан» с 1990 по 1994 г. провела глобальную радиолокацию поверхности Венеры. По полученным  данным были составлены рельефные карты и появилась возможность воссоздать детали поверхности в объёмном представлении.

Поверхность Венеры состоит из обширных плоскостей, покрытых потоками лавы и областями нагорий и гор. Она покрыта многочисленными ударными кратерами. Маленьких (до 2 км) среди них почти нет из-за плотной атмосферы. 85 % поверхности покрыто вулканическими породами. Потоки лавы простираются на сотни километров. На поверхности найдены гигантские кальдеры, более 100 км в диаметре. Горные области Венеры подобны по размерам земным, а низменности – океанам. Низменные части занимают 1/6 часть поверхности. Венерианские вулканы поднимаются на высоту 4000 км и значительно больше земных (Приложение Е) [19, с.38].

Температура поверхности Венеры в среднем равна + 467°С. Эта температура мало меняется от дня к ночи и быстро падает с высотой. Давление атмосферы у поверхности равно 90 атм. Оно соответствует  давлению на дне земного океана на глубине 900 м.

Состав атмосферы Венеры: углекислый газ (96,4 %), азот (3,4 %), вода (от 0,1 до 1 %), водород (0,03%), а так же в незначительных количествах присутствует двуокись серы, кислород, окись углерода, аргон, аммиак, гелий, сероводород. На Венере есть облака, состоящие из капелек серной кислоты.

Освещённость поверхности Венеры составляет 10% земной освещённости. По сведениям, переданным спускаемыми аппаратами, поверхность Венеры состоит из базальтов. Не найдены признаки выветривания пород. Примерно 300 – 500 млн лет назад мощный всепланетный потоп выплеснул много лавы из жерл многих вулканов Венеры и покрыл всю поверхность планеты. На планете отсутствуй фрагменты рельефа, принадлежащие к первым 85 % её истории [19, с.40].

Венера не имеет значимого магнитного поля. Для появления динамо-эффекта необходимо наличие вращающегося проводника. B соответствии с моделированием, вращения Венеры достаточно для динамо-эффекта и отсутствие магнитного поля может быть объяснено только отсутствием конвекции в ядре. Так как конвективные процессы возникают между жидкими слоями небесного тела при наличии значительной разницы температур между ними и в случае, когда радиационного теплового переноса недостаточно для переизлучения тепла в окружающее пространство – отсутствие конвекции может означать, что либо отдача тепла ядром в его современном состоянии ограничена, либо планета не имеет внутреннего ядра с более высокой температурой [2].

Взаимодействие солнечного ветра с поверхностью Венеры является наиболее важным фактором при образовании облаков серной кислоты в атмосфере планеты. Выбросы ионных потоков также могли повлиять на этот процесс.

 

3. Основные характеристики Марса

Условия жизни на планете очень неприветливы. В условиях низкого атмосферного давления вода закипает  при температуре + 2° С и в жидком виде существовать не может.

Марс имеет полярные шапки. Они подвержены сезонным изменениям. Когда на одном из полушарий приходит зима, соответствующая полярная шапка начинает расти и достигает 57° широты в верном полушарии и 45° в южном. С приходом весны шапки начинают таять. Они состоят из обычного льда и замерзшего углекислого газа или «сухого льда». Осенью, когда формируются полярные шапки, можно наблюдать голубовато-белые облака в атмосфере планеты. На поверхности часто наблюдаются пылевые бури. Тучи пыли могут полностью скрыть поверхность Марса от наблюдателя.

Слой вечной мерзлоты может достигать километровой толщины. Южная полярная шапка состоит из двуокиси углерода, а северная в основном из водяного льда и пыли.

Учёные спорят о происхождении русел рек на Марсе. Одни говорят, что раньше планета обладала более мощной атмосферой и условия были благоприятны для сохранения воды в жидком виде. Другие предполагают, что существует большой подповерхностный слой воды, который подогревается недрами планеты и радиоактивными породами в коре. Время от времени в результате катастроф этот слой пробивается и изнутри извергаются большие потоки воды (Приложение Ж) [19, с.41].

Фотографии, переданные аппаратами «Викинг-1» и «Викинг-2», показали огромные оползни. Их внешний вид наталкивает на мысль, что когда-то марсианский грунт находился в полужидком состоянии. Вполне возможно, что просыпающаяся вулканическая активность растапливает марсианскую вечную мерзлоту, поверхностные слои подмываются и огромные массы грунта обрушиваются в воду. Эта вода вырывается на поверхность и течет гигантскими потоками, следы которых обнаружены на Марсе во многих местах.

В декабре 1999 г. появились исследования, доказывающие, что на Марсе раньше был океан воды. Это было установлено благодаря изучению фотоснимков, переданных на Землю станцией «Магs G1оbal Surveyor», по особенностям рельефа, представляющим древнюю береговую линию. Обнаружена кольцеобразная структура с многочисленными террасами, параллельными главному кольцу, повторяющая вид  дна земных океанов. Внутри кольца значительно меньше кратеров, чем снаружи. Это объясняется защитным действием воды. По современным исследованиям, океан мог существовать, пока Марс был достаточно «теплый». Планета начала охлаждаться около миллиарда лет назад. Тонкая атмосфера Марса не препятствовала «улетучиванию» воды в межпланетное пространство. На планете остались  только залежи воды под слоем грунта.

Красный цвет поверхности Марса вызывают красные окислы железа. Кратеры покрывают преимущественно южное полушарие. Значит с геологической точки зрения северное – моложе.

На Марсе существует самый большой перепад высот в Солнечной системе и достигает 27 км (на Земле – 19 км). Самый большой Марсианский вулкан - гора Олимп возвышается на 24 км над равнинами. Hellas Planitia  – ударный кратер в южном полушарии, имеет глубину 6 км и диаметр 2000 км [19, с.43].

Самая низкая температура наблюдается вблизи южного полюса, где может конденсироваться углекислый газ – 139°С. В оазисах в районе озера Феникс и земли Ноя перепад температур составлявляет от  – 53° до +22°С летом и от – 103 до – 43 °С зимой.

Среднее давление атмосферы Марса составляет 6 мбар – 0,6 % земного. Сила тяжести равна 0,38 земной. Масса атмосферного столба над единичной площадкой равна 0,2 %.

Планета Марс имеет  атмосферу  значительно  более разреженную, чем земная. Атмосферное давление на Марсе составляет всего 0,08 земного. Основными составными частями его атмосферы являются азот и диоксид углерода. Кислорода и водяных  паров  приблизительно  в  000 раз меньше, чем в земной атмосфере. Вполне возможно, что химический состав соединений, образующих поверхность Марса, похож на земной. Это находит  подтверждение в многочисленных экспериментах по моделированию марсианских условий. Это же подтверждают снимки,  сделанные  с  достаточно  близкого  расстояния с космических станций "Марс" и "Маринер" [2].

Марсианский год (сидерический период) равен 687 земным суткам. Экватор Марса наклонён к плоскости орбиты на угол около 24о. Период обращения Марса вокруг своей оси – 24 ч. 37 мин. Эти параметры очень похожи на земные.

Расстояние до Марса меняется от 55,7 млн до 101,2 млн км из-за большого эксцентриситета орбиты.

Пыль на Марсе поднимается так высоко в атмосферу, что закрывает гору Олимп. По исследованиям спускаемого аппарата «Патфайндер» именно пыль является главным фактором, поглощающим солнечную радиацию в атмосфере.

Марс имеет два спутника – Фобос и Деймос. Спутники имеют сероватый цвет и отражают свет подобно углистым хондритам. Большие оси спутников всегда направлены на Марс. Происхождение спутников остаётся загадкой. Одни учёные считают, что это захваченные астероиды, другие считают, что это осколки одного спутника, распавшегося в результате столкновения с каким-то астероидоподобным  телом [19, с.44].

Вывод: Планеты земной группы близки между собой по таким физическим характеристикам, как плотность, размеры химический состав. Каждая планета имеет свои неповторимые особенности. Разнообразие физических условий на планетах очень велико. Расстояние планеты от Солнца, её размеры, напряжение силы тяжести на поверхности, ориентировка оси вращения, внутреннее строение и многие другие свойства различны у всех планет.

 

ГЛАВА 3. ПЛАНЕТЫ–ГИГАНТЫ

 

К планетам-гигантам относятся: Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун. Само название «планеты-гиганты» говорит о том, что планеты этой группы имеют огромные размеры: диаметр Юпитера равен 142 800 км. Однако плотность планет небольшая, у Юпитера она составляет 1,3 г/см3. Наиболее распространенными на них химическими элементами являются водород и гелий. Следовательно, планеты-гиганты представляют собой газовые шары. Водород при высоких давлениях и температурах из газообразного состояния переходит в металлизированное. Возможно, планеты могут иметь небольшое твердое ядро.

Планеты-гиганты с большой скоростью вращаются вокруг своей оси, период осевого вращения планет колеблется от 10 ч – у Юпитера, до 17 ч – у Урана. Благодаря быстрому вращению планеты имеют большое полярное сжатие (у Сатурна – 1/10). Скорость орбитального движения у планет небольшая, полный оборот вокруг Солнца Юпитер совершает за 11,86 года, а Нептун – за 165 лет.

Все планеты-гиганты имеют кольца и большое количество спутников [9].

 

3.1 Основные характеристики  Юпитера

Юпитер – самая большая планета Солнечной системы. Она типичный представитель планет-гигантов. Масса Юпитера в 318 раз больше массы Земли, экваториальный радиус равен 71 429 км. (Приложение И).

Самое близкое расстояние от Юпитера до Земли – 630 млн км.

Вокруг Солнца Юпитер делает оборот почти за 12 лет, а полный оборот вокруг оси за 9°55"[19, с.46].

Параллельно экватору располагаются  темные полосы и  разделяющие их светлые зоны, устойчивые на протяжении дней и недель, но неустойчивые на протяжении лет. Этим выявляется их атмосферная природа: полосы представляют собой устойчивые облачные образования в атмосфере Юпитера, свидетельствующие об определенном типе атмосферной циркуляции – пассатный тип, естественный у быстро  вращающейся планеты.