Planete terestre Planete terestre 4 planete ale sistemului solar: Mercur, Venus, Pământ și Marte. În ceea ce privește structura și compoziția, unii asteroizi de piatră, de exemplu, Vesta, sunt aproape de ei. Planetele terestre au o densitate mare și ... ... Wikipedia

PLANETE ȘI SATELIȚI. Cele 9 planete majore ale sistemului solar sunt subdivizate în planete terestre (Mercur... Enciclopedia fizică

Planete potrivite pentru apariția vieții Dependența teoretică a zonei de localizare a planetelor potrivite pentru susținerea vieții (evidențiate cu verde) de tipul de stea. Scara de orbită nu este respectată... Wikipedia

4 planete ale sistemului solar: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun; situat în afara inelului planetelor minore. În comparație cu planetele cu stare solidă din grupul terestru (interioare), toate sunt planete gazoase, au dimensiuni mari, mase ... Wikipedia

planete- Planetele. PLANETELE, cele mai masive corpuri ale sistemului solar, care se deplasează pe orbite eliptice în jurul Soarelui (vezi legile lui Kepler) Sunt cunoscute 9 planete. Așa-numitele planete terestre (Mercur, Venus, Pământ, Marte) au ...... Dicţionar Enciclopedic Ilustrat

- (de la planetele grecești rătăcitor) cele mai masive corpuri ale sistemului solar, se mișcă pe orbite eliptice în jurul soarelui (vezi legile lui Kepler), strălucesc cu lumina reflectată a soarelui. Locația planetelor departe de Soare: Mercur, Venus, ...... Dicţionar enciclopedic mare

Pământ fotografie Apollo 17 a Pământului Caracteristicile orbitale ale Afeliului 152.097.701 km 1,0167103335 AU e... Wikipedia

Pentru planetele gigantice din afara sistemului solar, vezi planetă gazoasă... Wikipedia

- (din grecescul planētēs rătăcire), corpuri cerești masive care se mișcă în jurul Soarelui pe orbite eliptice (vezi legile lui Kepler) și strălucesc cu lumina soarelui reflectată. Locația planetelor în direcția de la Soare: Mercur, Venus, Pământ, Marte... Dicţionar enciclopedic

Planetele sistemului solar: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun; situat în afara inelului planetelor minore (vezi Planete minore). În comparație cu planetele terestre (interioare), ele au dimensiuni mari, mase, medie mai mică... Mare enciclopedia sovietică

Cărți

• Spaţiu. Din sistemul solar adânc în Univers, Marov Mikhail Yakovlevich. Cartea prezintă idei moderne despre cosmos și corpurile care îl locuiesc într-o formă destul de concisă și populară. Acesta este, în primul rând, Soarele și sistemul solar, planetele grupului terestru și...

> Grupul Planetelor Pământului

planete terestre- primele patru planete ale sistemului solar cu o fotografie. Aflați caracteristicile și descrierea planetelor terestre, căutați exoplanete, cercetați.

Cercetătorii au studiat întinderile sistemului solar de multe secole, observând diferite tipuri planetare. De la descoperirea accesului la exoplanete, baza noastră de informații a devenit și mai largă. Pe lângă giganții gazosi, am găsit și obiecte terestre. Ce este asta?

Definiţia terrestrial planets

planetă terestră – corp ceresc, reprezentată de roci silicate sau metal, și are un strat de suprafață dur. Aceasta este principala diferență față de giganții gazoși plini cu gaze. Termenul este preluat din cuvântul latin „Terra”, care se traduce prin „Pământ”. Mai jos este o listă cu ceea ce sunt planetele terestre.

Structura și caracteristicile planetelor grupului Pământului

Toate corpurile sunt înzestrate cu o structură similară: un miez de metal umplut cu fier și înconjurat de o manta de silicați. Mingea lor de suprafață este acoperită cu cratere, vulcani, munți, canioane și alte formațiuni.

Există atmosfere secundare create de activitatea vulcanică sau de sosirea cometelor. Au un număr mic de sateliți sau sunt complet lipsiți de astfel de caracteristici. Pământul are Luna, iar Marte are Phobos și Deimos. Nu este dotat cu sisteme de inele. Să vedem cum arată caracteristicile planetelor terestre și, de asemenea, să observăm care sunt asemănările și diferențele lor pe exemplul lui Mercur, Venus, Pământ și Marte.

Date de bază ale planetelor terestre

Mercur- cea mai mică planetă din sistem, ajungând la 1/3 din dimensiunea pământului. Este dotat cu un strat atmosferic subțire, motiv pentru care îngheață și se încălzește constant. Se caracterizează prin densitate mare cu fier și nichel. Câmpul magnetic atinge doar 1% din cel al pământului. La suprafață sunt vizibile multe cicatrici de crater adânc și un strat slab de particule de silicat. În 2012 au fost observate urme de material organic. Acestea sunt elementele de bază ale vieții și gheața de apă găsită.

Venus similară ca mărime cu Pământul, dar atmosfera sa este prea densă și plină cu monoxid de carbon. Din această cauză, căldura este reținută pe planetă, ceea ce o face cea mai fierbinte din sistem. Cea mai mare parte a suprafeței are vulcani activi și canioane adânci. Doar câteva vehicule au reușit să pătrundă la suprafață și să supraviețuiască pentru o perioadă scurtă de timp. Sunt puține cratere pentru că meteorii ard.

Pământ- cea mai mare de tip terestru si are o cantitate imensa de apa lichida. Este necesar pentru viață, care se dezvoltă sub toate formele. Există o suprafață stâncoasă acoperită cu canioane și zone înalte, precum și un miez de metal greu. Vaporii de apă sunt prezenți în atmosferă, ceea ce contribuie la atenuarea cotidianului regim de temperatură. Există sezoane regulate. Cea mai mare încălzire merge în zonele din apropierea liniei ecuatoriale. Dar acum cifrele sunt în creștere din cauza activității umane.

Marte are cel mai mult munte înaltîn sistemul solar. Cea mai mare parte a suprafeței este reprezentată de depozite antice și formațiuni de cratere. Dar puteți găsi site-uri mai tinere. Există capace polare care se micșorează în dimensiune vara și primăvara. Este inferioară Pământului ca densitate, iar miezul este solid. Cercetătorii nu au obținut încă dovezi de viață, dar există toate indicii și condițiile din trecut. Planeta are gheață de apă, substanțe organice și metan.

Formarea și trăsăturile comune ale planetelor grupului Pământului

Se crede că planetele terestre au apărut primele. Inițial, particulele de praf s-au fuzionat, creând obiecte mari. Erau situate mai aproape de Soare, astfel încât substanțele volatile s-au evaporat. Obiectele cerești au crescut la o dimensiune de un kilometru, devenind planetezimale. Apoi acumulează din ce în ce mai mult praf.

Analiza arată că într-un stadiu incipient al dezvoltării sistemului solar ar fi putut fi prezente aproximativ o sută de protoplanete, ale căror dimensiuni variau între Lună și Marte. S-au ciocnit constant, din cauza căreia s-au contopit, aruncând fragmente de gunoi. Drept urmare, au supraviețuit 4 planete mari din grupul terestru: Mercur, Venus, Marte și Pământ.

Toate se disting printr-un indice de densitate ridicat, iar compoziția este reprezentată de silicați și fier metalic. Cel mai mare reprezentant al tipului terestru este Pământul. Aceste planete se disting și ele structura de ansamblu structura, inclusiv miezul, mantaua și crusta. Doar două planete (Pământul și Marte) au luni.

Cercetări curente asupra planetelor terestre

Cercetătorii cred că planetele terestre sunt cele mai bune candidate pentru descoperirea vieții. Desigur, concluziile se bazează pe faptul că singura planetă cu viață este Pământul, astfel încât caracteristicile și caracteristicile sale servesc ca un fel de standard.

Totul sugerează că viața este capabilă să supraviețuiască în condiții extreme. Prin urmare, este de așteptat să fie găsit chiar și pe Mercur și Venus, în ciuda temperaturilor ridicate ale acestora. Cea mai mare atenție este acordată lui Marte. Acesta nu este doar un candidat principal pentru găsirea vieții, ci și o potențială viitoare colonie.

Dacă totul merge conform planului, atunci în anii 2030. primul lot de astronauți poate fi trimis pe Planeta Roșie. Acum, planeta este în mod constant robitori și orbitatori care caută apă și semne de viață.

Exoplanete asemănătoare Pământului

Multe exoplanete găsite s-au dovedit a fi giganți gazosi, deoarece sunt mult mai ușor de găsit. Dar din 2005, am început să captăm activ obiecte terestre datorită misiunii Kepler. Cea mai mare parte a fost numită clasa super-pământului.

Printre acestea, merită amintit Gliese 876d, a cărui masă este de 7-9 ori mai mare decât pământul. Orbitează în jurul unei pitici roșii, la 15 ani lumină distanță de noi. În sistemul Gliese 581 au fost găsite 3 exoplanete terestre cu o distanță de 20 de ani lumină.

Cel mai mic este Gliese 581e. Depășește masa noastră de doar 1,9 ori, dar este situat extrem de aproape de steaua sa. Prima exoplanetă terestră confirmată a fost Kepler-10b, de 3-4 ori masa noastră. Se află la 460 de ani lumină distanță și a fost găsit în 2011. Totodată, echipa misiunii a emis o listă de 1235 de solicitanți, unde 6 erau de tip terestru și se aflau în zona locuibilă.

super pământ

Printre exoplanete a reușit să găsească multe super-Pământuri (în dimensiune între Pământ și Neptun). Această specie nu se găsește pe teritoriul sistemului nostru, așa că nu este încă clar dacă seamănă mai mult cu giganți sau tipuri terestre.

Acum lumea științifică așteaptă lansarea telescopului James Webb, care promite să mărească puterea de căutare și să ne dezvăluie adâncurile spațiului.

Categorii de planete terestre

Există o diviziune a planetelor terestre. Silicat - obiecte tipice sistemului nostru, reprezentate de o manta de piatra si un miez metalic. Fier - o varietate teoretică constând în întregime din fier. Acest lucru dă un indice de densitate mai mare, dar reduce raza. Astfel de planete pot apărea doar în zone cu un indice de temperatură ridicat.

Stâncos - O altă specie teoretică, unde există o rocă de silicat, dar fără miez metalic. Ar trebui să se formeze departe de stea. Carbonacee - dotate cu un miez metalic, în jurul căruia s-a acumulat un mineral care conține carbon.

Introducere

Printre numeroasele corpuri cerești studiate de astronomia modernă, planetele ocupă un loc aparte. La urma urmei, știm cu toții foarte bine că Pământul pe care trăim este o planetă, deci planetele sunt corpuri, practic asemănătoare Pământului nostru.

Dar în lumea planetelor, nici măcar nu vom întâlni două care sunt complet asemănătoare între ele. Varietatea condițiilor fizice de pe planete este foarte mare. Distanța planetei față de Soare (și, prin urmare, cantitatea de căldură solară și temperatura suprafeței), dimensiunea acesteia, stresul gravitațional la suprafață, orientarea axei de rotație, care determină schimbarea anotimpurilor, prezența și compoziția atmosfera, structura internă și multe alte proprietăți sunt diferite pentru fiecare nouă planetă din sistemul solar.

Vorbind despre diversitatea condițiilor de pe planete, putem înțelege mai bine legile dezvoltării lor și putem afla relația dintre anumite proprietăți ale planetelor. Deci, de exemplu, capacitatea sa de a menține o atmosferă de o compoziție sau alta depinde de dimensiunea, masa și temperatura planetei, iar prezența atmosferei, la rândul său, afectează regimul termic al planetei.

Ca studiul condiţiilor în care nuclearea şi dezvoltare ulterioară materie vie, doar pe planete putem căuta semne ale existenței vieții organice. De aceea, studiul planetelor, pe lângă interesul general, are o mare importanță din punctul de vedere al biologiei spațiale.

Studiul planetelor este de mare importanță, pe lângă astronomie, pentru alte domenii ale științei, în primul rând științele Pământului - geologie și geofizică, precum și pentru cosmogonie - știința originii și dezvoltării corpurilor cerești, inclusiv a Pământului nostru. .

Planetele terestre includ planetele: Mercur, Venus, Pământ și Marte.

Mercur.

Informatii generale.

Mercur este cea mai apropiată planetă de Soare din sistemul solar. Distanța medie de la Mercur la Soare este de doar 58 de milioane de km. Dintre planetele mari, are cele mai mici dimensiuni: diametrul său este de 4865 km (0,38 din diametrul Pământului), masa sa este de 3,304 * 10 23 kg (0,055 din masa Pământului sau 1: 6025000 din masa Pământului). soarele); densitate medie 5,52 g/cm 3 . Mercur este o stea strălucitoare, dar nu este atât de ușor să o vezi pe cer. Cert este că, fiind în apropierea Soarelui, Mercur ne este întotdeauna vizibil nu departe de discul solar, îndepărtându-se de acesta fie spre stânga (spre est), apoi spre dreapta (spre vest) doar pe o mică distanță. , care nu depășește 28 O. Prin urmare, poate fi văzută doar în acele zile ale anului când se îndepărtează de Soare la cea mai mare distanță. Să fie, de exemplu, Mercur să se îndepărteze de Soare spre stânga. Soarele și toate luminile în mișcarea lor zilnică plutesc pe cer de la stânga la dreapta. Prin urmare, Soarele apune mai întâi, iar după puțin peste o oră apune Mercur și trebuie să căutăm această planetă aflată mai sus de orizontul vestic.

Trafic.

Mercur se mișcă în jurul Soarelui la o distanță medie de 0,384 unități astronomice (58 milioane km) pe o orbită eliptică cu o excentricitate mare e-0,206; la periheliu, distanța până la Soare este de 46 milioane km, iar la afeliu, 70 milioane km. Planeta efectuează un zbor complet în jurul Soarelui în trei luni pământești sau 88 de zile cu o viteză de 47,9 km/s. Deplasându-se de-a lungul traseului în jurul Soarelui, Mercur se rotește în același timp în jurul axei sale, astfel încât una și aceeași jumătate din el să fie mereu în fața Soarelui. Aceasta înseamnă că este întotdeauna zi pe o parte a lui Mercur și noapte pe cealaltă. În anii 60. folosind observații radar, s-a constatat că Mercur se rotește în jurul axei în direcția înainte (adică, ca în mișcarea orbitală) cu o perioadă de 58,65 zile (față de stele). Durata unei zile solare pe Mercur este de 176 de zile. Ecuatorul este înclinat cu 7° față de planul orbitei sale. Viteza unghiulară a rotației axiale a lui Mercur este 3/2 din orbitală și corespunde vitezei unghiulare a mișcării sale pe orbită atunci când planeta se află la periheliu. Pe baza acestui fapt, se poate presupune că viteza de rotație a lui Mercur se datorează forțelor mareelor ​​de la Soare.

Atmosfera.

Mercur este posibil lipsit de atmosferă, deși polarizarea și observațiile spectrale indică prezența unei atmosfere slabe. Cu ajutorul Mariner-10, a fost stabilită prezența unui înveliș gazos foarte rarefiat lângă Mercur, constând în principal din heliu. Această atmosferă este în echilibru dinamic: fiecare atom de heliu rămâne în el aproximativ 200 de zile, după care părăsește planeta, iar o altă particulă din plasma vântului solar îi ia locul. Pe lângă heliu, în atmosfera lui Mercur a fost găsită o cantitate nesemnificativă de hidrogen. Este de aproximativ 50 de ori mai mic decât heliul.

De asemenea, s-a dovedit că Mercur are un câmp magnetic slab, a cărui putere este de numai 0,7% din cea a pământului. Înclinarea axei dipolului față de axa de rotație a lui Mercur este 12 0 (pământul este 11 0)

Presiunea de la suprafața planetei este de aproximativ 500 de miliarde de ori mai mică decât cea de la suprafața Pământului.

Temperatura.

Mercur este mult mai aproape de Soare decât de Pământ. Prin urmare, Soarele de pe el strălucește și se încălzește de 7 ori mai puternic decât al nostru. Pe partea de zi a lui Mercur, este îngrozitor de cald, există iadul etern. Măsurătorile arată că temperatura acolo crește la 400 O peste zero. Dar pe partea de noapte ar trebui să existe întotdeauna un îngheț puternic, care probabil ajunge la 200 O și chiar 250 O sub zero. Se pare că o jumătate din el este un deșert de piatră fierbinte, iar cealaltă jumătate este un deșert înghețat, poate acoperit cu gaze înghețate.

Suprafaţă.

De la traiectoria de zbor a navei spațiale Mariner 10 în 1974, mai mult de 40% din suprafața lui Mercur a fost fotografiată cu o rezoluție de la 4 mm la 100 m, ceea ce a făcut posibil să se vadă Mercur în același mod ca și Luna în întuneric de pe Pământ. Abundența craterelor este cea mai evidentă caracteristică a suprafeței sale, care la prima vedere poate fi asemănată cu luna.

Într-adevăr, morfologia craterelor este apropiată de cea a lunii, iar originea impactului lor este fără îndoială: în majoritatea acestora sunt vizibile urme de ejecții de material zdrobit la impact cu formarea în unele cazuri de raze strălucitoare caracteristice și un câmp de cratere secundare. Multe cratere au o movilă centrală și o structură terasată a versantului interior. Interesant, nu numai că aproape toate craterele mari cu un diametru mai mare de 40-70 km au astfel de caracteristici, ci și în mod semnificativ Mai mult cratere mai mici, pe raza de 5-70 km (desigur, vorbim de cratere bine conservate). Aceste caracteristici pot fi atribuite atât energiei cinetice mai mari a corpurilor care cad pe suprafață, cât și materialului de suprafață însuși.

Gradul de eroziune și netezire a craterelor este diferit. În general, craterele lui Mercur sunt mai puțin adânci decât craterele lunare, ceea ce poate fi explicat și prin energia cinetică mai mare a meteoriților datorită accelerării mai mari a gravitației pe Mercur decât pe Lună. Prin urmare, craterul de impact este umplut mai eficient cu materialul ejectat. Din același motiv, craterele secundare sunt situate mai aproape de cel central decât pe Lună, iar depozitele de material zdrobit maschează formele de relief primare într-o măsură mai mică. Craterele secundare în sine sunt mai adânci decât cele lunare, ceea ce se explică din nou prin faptul că fragmentele care cad la suprafață experimentează o accelerare mai mare a gravitației.

La fel ca și pe Lună, este posibil, în funcție de relief, să se distingă regiunile „continentale” predominant neuniforme și mult mai netede „marine”. Acestea din urmă sunt în principal goluri, care, totuși, sunt mult mai mici decât pe Lună, dimensiunile lor nu depășesc de obicei 400-600 km. În plus, unele bazine se disting cu greu pe fundalul reliefului din jur. Excepție este amintitul bazin vast Kanoris (Marea Călduirii) cu o lungime de aproximativ 1300 km, care amintește de cunoscuta Mare a Ploilor de pe Lună.

În partea predominantă continentală a suprafeței lui Mercur se pot distinge atât zone puternic craterizate, cu cel mai înalt grad de degradare a craterelor, cât și vechi platouri intercratere care ocupă teritorii vaste, indicând un vulcanism antic larg dezvoltat. Acestea sunt cele mai vechi forme de relief supraviețuitoare ale planetei. Suprafețele nivelate ale bazinelor sunt în mod evident acoperite cu cel mai gros strat de roci zdrobite - regolitul. Alături de un număr mic de cratere, există creste îndoite, asemănătoare cu cele ale lunii. Unele dintre zonele plane adiacente bazinelor s-au format probabil în timpul depunerii materialului ejectat din acestea. În același timp, s-au găsit dovezi destul de clare ale originii lor vulcanice pentru majoritatea câmpiilor, dar acesta este un vulcanism de o perioadă mai târziu decât pe platourile intercratere. Un studiu atent dezvăluie o altă caracteristică interesantă care pune în lumină istoria formării planetei. Vorbim despre urme caracteristice ale activității tectonice la scară globală sub forma unor margini abrupte specifice, sau versanți de escarp. Escarpii au o lungime de 20-500 km și o înălțime a pantelor de la câteva sute de metri până la 1-2 km. Prin morfologia și geometria lor de amplasare la suprafață, ele diferă de rupturile și faliile tectonice obișnuite observate pe Lună și Marte și mai degrabă s-au format din cauza împingărilor, stratificărilor datorate stresului în stratul de suprafață care a apărut în timpul comprimării lui Mercur. Acest lucru este dovedit de deplasarea orizontală a crestelor unor cratere.

Unele dintre escarpe au fost bombardate și parțial distruse. Aceasta înseamnă că s-au format mai devreme decât craterele de pe suprafața lor. Din îngustarea eroziunii acestor cratere, se poate concluziona că comprimarea crustalei a avut loc în timpul formării „mărilor” cu aproximativ 4 miliarde de ani în urmă. Cel mai probabil motiv al contracției trebuie, aparent, considerat începutul răcirii lui Mercur. Potrivit unei alte ipoteze interesante prezentate de un număr de experți, un mecanism alternativ pentru activitatea tectonică puternică a planetei în această perioadă ar putea fi o încetinire a mareelor ​​de rotație a planetei de aproximativ 175 de ori: de la valoarea estimată inițial de aproximativ 8 ore. la 58,6 zile.

Venus.

Informatii generale.

Venus este a doua cea mai apropiată planetă de Soare, aproape de aceeași dimensiune cu Pământul, iar masa sa este mai mult de 80% din masa Pământului. Din aceste motive, Venus este uneori denumită geamăna sau sora Pământului. Cu toate acestea, suprafața și atmosfera acestor două planete sunt complet diferite. Pământul are râuri, lacuri, oceane și atmosfera pe care o respirăm. Venus este o planetă fierbinte cu o atmosferă densă care ar fi fatală pentru oameni. Distanța medie de la Venus la Soare este de 108,2 milioane km; este practic constantă, deoarece orbita lui Venus este mai aproape de un cerc decât planeta noastră. Venus primește de la Soare de două ori mai multă lumină și căldură decât Pământul. Cu toate acestea, pe partea umbră, Venus este dominată de un îngheț de peste 20 de grade sub zero, deoarece razele soarelui nu cad aici de foarte mult timp. Planeta are o atmosferă foarte densă, adâncă și foarte tulbure, împiedicându-ne să vedem suprafața planetei. Atmosfera (înveliș de gaz) a fost descoperită de M. V. Lomonosov în 1761, ceea ce a arătat și asemănarea lui Venus cu Pământul. Planeta nu are sateliți.

Trafic.

Venus are o orbită aproape circulară (excentricitate 0,007), pe care o ocolește în 224,7 zile pământești cu o viteză de 35 km/sec. la o distanţă de 108,2 milioane km de Soare. Venus se rotește în jurul axei sale în 243 de zile pământești - timpul maxim dintre toate planetele. Venus se rotește în jurul axei sale în direcția opusă, adică în direcția opusă orbitei sale. Această rotație lentă și inversă înseamnă că, așa cum este văzut de pe Venus, Soarele răsare și apune doar de două ori pe an, deoarece o zi venusiană este egală cu 117 zile pământești. Axa de rotație a lui Venus este aproape perpendiculară pe planul orbital (înclinare 3 °), deci nu există anotimpuri ale anului - o zi este similară cu alta, are aceeași durată și aceeași vreme. Această uniformitate a vremii este sporită și mai mult de specificul atmosferei venusiane - efectul său de seră puternic. De asemenea, Venus, ca și Luna, are propriile faze.

Temperatura.

Temperatura este de aproximativ 750 K pe toată suprafața atât ziua cât și noaptea. Motivul pentru o astfel de temperatură în apropierea suprafeței lui Venus este efectul de seră: razele soarelui trec prin norii atmosferei sale relativ ușor și încălzesc suprafața planetei, dar radiația termică infraroșie a suprafeței în sine trece prin atmosferă. înapoi în spațiu cu mare dificultate. Pe Pământ, unde cantitatea de dioxid de carbon din atmosferă este scăzută, efectul natural de seră crește temperatura globală cu 30°C, în timp ce pe Venus crește temperatura cu încă 400°C. Studiind consecințele fizice ale celui mai puternic efect de seră asupra lui Venus, avem o idee bună despre rezultatele că acumularea de căldură în exces pe Pământ, cauzată de concentrația tot mai mare de dioxid de carbon în atmosferă din cauza arderii combustibililor fosili - cărbune și petrol, pot duce la.

În 1970, prima navă spațială care a aterizat pe Venus a putut suporta căldura înăbușitoare doar aproximativ o oră, dar acesta a fost suficient timp pentru a trimite înapoi date despre condițiile de suprafață.

Atmosfera.

Atmosfera enigmatică a lui Venus a fost piesa centrală a programului de explorare robotică în ultimele două decenii. Cele mai importante aspecte ale cercetării sale au fost compoziția chimică, structura verticală și dinamica mediului aerian. S-a acordat multă atenție învelișului de nori, care joacă rolul unei bariere de netrecut în calea pătrunderii undelor electromagnetice din domeniul optic în adâncurile atmosferei. La filmarea lui Venus la televizor, a fost posibil să obțineți o imagine doar a acoperirii norilor. Uscaciunea extraordinară a aerului și efectul său de seră fenomenal, din cauza căruia temperatura reală a suprafeței și a straturilor inferioare ale troposferei s-a dovedit a fi cu peste 500 peste valoarea efectivă (echilibrul) au fost de neînțeles.

Atmosfera lui Venus este extrem de caldă și uscată din cauza efectului de seră. Este o pătură densă de dioxid de carbon care reține căldura care vine de la soare. Ca rezultat, se acumulează o cantitate mare de energie termică. Presiunea la suprafață este de 90 bar (ca și în mările Pământului la o adâncime de 900 m). Navele spațiale trebuie să fie proiectate pentru a rezista forței de zdrobire și zdrobire a atmosferei.

Atmosfera lui Venus este formată în principal din dioxid de carbon (CO 2 ) -97%, care este capabil să acționeze ca un fel de pătură, captând căldura soarelui, precum și o cantitate mică de azot (N 2) -2,0% , vapori de apă (H2O) -0,05% și oxigen (O) -0,1%. Acidul clorhidric (HCl) și acidul fluorhidric (HF) au fost găsite ca impurități mici. Cantitatea totală de dioxid de carbon pe Venus și pe Pământ este aproximativ aceeași. Numai pe Pământ este legat de roci sedimentare și parțial absorbit de masele de apă ale oceanelor, în timp ce pe Venus este concentrat în atmosferă. În timpul zilei, suprafața planetei este iluminată de lumina soarelui împrăștiată, cu aproximativ aceeași intensitate ca într-o zi înnorat pe Pământ. Pe Venus au fost văzute multe fulgere noaptea.

Norii lui Venus sunt formați din picături microscopice de acid sulfuric concentrat (H 2 SO 4). Stratul superior de nori se afla la 90 km distanta de suprafata, temperatura acolo este de aproximativ 200 K; stratul inferior este la 30 km, temperatura este de aproximativ 430 K. Chiar mai jos este atât de cald încât nu sunt nori. Desigur, nu există apă lichidă pe suprafața lui Venus. Atmosfera lui Venus la nivelul stratului superior de nor se rotește în aceeași direcție cu suprafața planetei, dar mult mai rapid, făcând o revoluție în 4 zile; acest fenomen se numește superrotație și nu s-a găsit încă o explicație pentru el.

Suprafaţă.

Suprafața lui Venus este acoperită cu sute de mii de vulcani. Sunt mai multe foarte mari: 3 km înălțime și 500 km lățime. Dar majoritatea Vulcanii au o lungime de 2-3 km și o înălțime de aproximativ 100 m. Revărsarea de lavă pe Venus durează mult mai mult decât pe Pământ. Venus este prea fierbinte pentru ca gheața, ploaie sau furtuni să apară, așa că nu are loc o intemperii semnificativă. Aceasta înseamnă că vulcanii și craterele nu s-au schimbat cu greu de când s-au format acum milioane de ani.

Venus este acoperită cu roci solide. Lava fierbinte circulă sub ele, provocând tensiune într-un strat subțire de suprafață. Lava erupe constant din găurile și fisurile din roca solidă. În plus, vulcanii emit în mod constant jeturi de mici picături de acid sulfuric. În unele locuri, lava groasă, curgând treptat, se acumulează sub formă de bălți uriașe de până la 25 km lățime. În alte locuri, pe suprafața domului se formează bule uriașe de lavă, care apoi cad.

La suprafata lui Venus a fost gasita o roca bogata in potasiu, uraniu si toriu care, in conditii terestre, nu corespunde compozitiei rocilor vulcanice primare, ci celor secundare care au suferit prelucrari exogene. În alte locuri, la suprafață apar moloz grosier și material blocat din roci întunecate cu o densitate de 2,7-2,9 g/cm și alte elemente tipice bazalților. Astfel, rocile de suprafață ale lui Venus s-au dovedit a fi aceleași ca pe Lună, Mercur și Marte, roci magmatice au erupt din compoziția de bază.

Se știu puține lucruri despre interiorul lui Venus. Probabil că are un miez metalic care ocupă 50% din raza sa. Dar camp magnetic planeta nu, din cauza rotației sale foarte lente.

Venus nu este nicidecum o lume ospitalieră, așa cum se presupunea cândva. Cu atmosfera sa de dioxid de carbon, nori de acid sulfuric și căldură teribilă, este complet nepotrivit pentru oameni. Sub greutatea acestor informații, unele speranțe s-au prăbușit: la urma urmei, cu mai puțin de 20 de ani în urmă, mulți oameni de știință considerau Venus un obiect mai promițător pentru cercetare spatiala decât Marte.

Pământ.

Informatii generale.

Pământul este a treia planetă de la Soare din sistemul solar. Forma Pământului este apropiată de un elipsoid, aplatizat la poli și întins în zona ecuatorială. Raza medie a Pământului este de 6371,032 km, polară - 6356,777 km, ecuatorială - 6378,160 km. Greutate - 5.976 * 1024 kg. Densitatea medie a Pământului este de 5518 kg/m³. Suprafața Pământului este de 510,2 milioane km², din care aproximativ 70,8% se află în oceane. Adâncimea medie este de aproximativ 3,8 km, maximă (Șanțul Marianelor în Oceanul Pacific) este egal cu 11,022 km; volumul apei este de 1370 milioane km³, salinitatea medie este de 35 g/l. Terenul reprezintă 29,2%, respectiv, și formează șase continente și insule. Se ridică deasupra nivelului mării cu o medie de 875 m; cea mai mare înălțime (vârful Chomolungma din Himalaya) este de 8848 m. Munții ocupă mai mult de 1/3 din suprafața terenului. Deșerturile acoperă aproximativ 20% din suprafața terenului, savanele și pădurile ușoare - aproximativ 20%, pădurile - aproximativ 30%, ghețarii - peste 10%. Peste 10% din teren este ocupat de teren agricol.

Pământul are un singur satelit, Luna.

Datorită condițiilor sale unice, poate singurele sale naturale din Univers, Pământul a devenit locul în care a apărut și s-a dezvoltat viața organică. De Conform conceptelor cosmogonice moderne, planeta s-a format cu aproximativ 4,6 - 4,7 miliarde de ani în urmă dintr-un nor protoplanetar capturat de atracția Soarelui. Formarea primei, cele mai vechi dintre rocile studiate a durat 100-200 de milioane de ani. Cu aproximativ 3,5 miliarde de ani în urmă au apărut condiții favorabile apariției vieții. Homo sapiens (Un om rezonabil) ca specie a apărut cu aproximativ jumătate de milion de ani în urmă, iar formarea tipului modern de om este atribuită timpului retragerii primului ghețar, adică acum aproximativ 40 de mii de ani.

Trafic.

Ca și alte planete, se mișcă în jurul Soarelui pe o orbită eliptică, a cărei excentricitate este de 0,017. Distanța de la Pământ la Soare în diferite puncte ale orbitei nu este aceeași. Distanța medie este de aproximativ 149,6 milioane km. În procesul mișcării planetei noastre în jurul Soarelui, planul ecuatorului Pământului se mișcă paralel cu el însuși în așa fel încât în ​​unele părți ale orbitei Pământînclinată spre Soare cu emisfera sa nordică, iar în altele - cu cea sudică. Perioada de revoluție în jurul Soarelui este de 365,256 zile, cu o rotație zilnică - 23 ore 56 minute. Axa de rotație a Pământului este situată la un unghi de 66,5º față de planul mișcării sale în jurul Soarelui.

Atmosfera .

Atmosfera Pământului este formată din 78% azot și 21% oxigen (există foarte puține alte gaze în atmosferă); este rezultatul unei evoluții îndelungate sub influența proceselor geologice, chimice și biologice. Poate că atmosfera timpurie a Pământului era bogată în hidrogen, care apoi a scăpat. Degazarea intestinelor a umplut atmosfera cu dioxid de carbon și vapori de apă. Dar vaporii s-au condensat în oceane, iar dioxidul de carbon a fost prins în roci carbonatice. Astfel, azotul a rămas în atmosferă, iar oxigenul a apărut treptat ca urmare a activității vitale a biosferei. Chiar și acum 600 de milioane de ani, conținutul de oxigen din aer era de 100 de ori mai mic decât în ​​prezent.

Planeta noastră este înconjurată de o atmosferă vastă. În funcție de temperatură, compoziția și proprietățile fizice ale atmosferei pot fi împărțite în diferite straturi. Troposfera este regiunea cuprinsă între suprafața Pământului și o înălțime de 11 km. Acesta este un strat destul de gros și dens, care conține majoritatea vaporilor de apă din aer. Aproape toate fenomenele atmosferice care prezintă interes direct pentru locuitorii Pământului au loc în el. Troposfera conține nori, precipitații etc. Stratul care separă troposfera de următorul strat atmosferic, stratosfera, se numește tropopauză. Aceasta este o zonă cu temperaturi foarte scăzute.

Compoziția stratosferei este aceeași cu cea a troposferei, dar ozonul apare și se concentrează în ea. Ionosfera, adică stratul ionizat de aer, se formează atât în ​​troposferă, cât și în straturile inferioare. Reflectă undele radio de înaltă frecvență.

Presiunea atmosferică la nivelul suprafeței oceanului este de aproximativ 0,1 MPa în condiții normale. Se crede că atmosfera pământului s-a schimbat mult în procesul de evoluție: a fost îmbogățită cu oxigen și a dobândit compoziție modernă ca rezultat al interacțiunii pe termen lung cu rocile și cu participarea biosferei, adică a organismelor vegetale și animale. Dovada că astfel de schimbări au avut loc într-adevăr sunt, de exemplu, depozitele de cărbune și straturile groase de depozite de carbonat în rocile sedimentare, ele conțin o cantitate imensă de carbon, care făcea parte din atmosfera pământului sub formă de dioxid de carbon și monoxid de carbon. Oamenii de știință cred că atmosfera antică provine din produșii gazoși ai erupțiilor vulcanice; compoziţia sa este judecată prin analiza chimică a probelor de gaz „împodobite” în cavităţile rocilor antice. Probele studiate, care au aproximativ 3,5 miliarde de ani, conțin aproximativ 60% dioxid de carbon, iar restul de 40% sunt compuși cu sulf, amoniac, acid clorhidric și fluor. S-au găsit azot și gaze inerte în cantitate mică. Tot oxigenul a fost legat chimic.

Pentru procesele biologice de pe Pământ, ozonosfera este de mare importanță - stratul de ozon situat la o altitudine de 12 până la 50 km. Zona de peste 50-80 km se numește ionosferă. Atomii și moleculele din acest strat sunt ionizați intens de radiația solară, în special de radiația ultravioletă. Dacă nu ar fi stratul de ozon, fluxurile de radiații ar ajunge la suprafața Pământului, provocând distrugeri în organismele vii prezente acolo. În cele din urmă, la distanțe mai mari de 1000 km, gazul este atât de rarefiat încât ciocnirile dintre molecule încetează să mai joace un rol semnificativ, iar atomii sunt ionizați mai mult de jumătate. La o înălțime de aproximativ 1,6 și 3,7 razele Pământului se află prima și a doua centură de radiație.

Structura planetei.

Rolul principal în studiu structura interna Pământul este jucat prin metode seismice bazate pe studiul propagării în grosimea sa a undelor elastice (atât longitudinale, cât și transversale) care apar în timpul evenimentelor seismice - în timpul cutremurelor naturale și ca urmare a exploziilor. Pe baza acestor studii, Pământul este împărțit în mod convențional în trei regiuni: scoarța, mantaua și miezul (în centru). Stratul exterior - crusta - are o grosime medie de aproximativ 35 km. Principalele tipuri Scoarta terestra- continentală (continentală) și oceanică; în zona de tranziție de la continent la ocean se dezvoltă un tip intermediar de crustă. Grosimea scoarței variază într-o gamă destul de largă: crustă oceanică(ținând cont de stratul de apă) are o grosime de aproximativ 10 km, în timp ce grosimea scoarței continentale este de zeci de ori mai mare. Depozitele de suprafață ocupă un strat de aproximativ 2 km grosime. Sub ele se află un strat de granit (pe continente grosimea sa este de 20 km), iar mai jos - aproximativ 14 km (atât pe continente, cât și în oceane) strat de bazalt (crusta inferioară). Densitatea în centrul Pământului este de aproximativ 12,5 g/cm³. Densitățile medii sunt: ​​2,6 g/cm³ - la suprafața Pământului, 2,67 g/cm³ - pentru granit, 2,85 g/cm³ - pentru bazalt.

La o adâncime de aproximativ 35 până la 2885 km, se extinde mantaua Pământului, care este numită și înveliș de silicat. Este separată de crustă printr-o limită ascuțită (așa-numita graniță Mohorovich), mai adâncă decât viteza undelor seismice elastice longitudinale și transversale, precum și densitatea mecanică, cresc brusc. Densitățile în mantie cresc odată cu creșterea adâncimii de la aproximativ 3,3 la 9,7 g/cm3. Plăci litosferice extinse sunt situate în crustă și (parțial) în manta. Mișcările lor seculare nu numai că determină deriva continentelor, care afectează în mod vizibil aspectul Pământului, ci sunt și legate de localizarea zonelor seismice de pe planetă. O alta limita descoperita prin metode seismice (limita Gutenberg) - intre manta si miezul exterior - este situata la o adancime de 2775 km. Pe ea, viteza undelor longitudinale scade de la 13,6 km/s (în manta) la 8,1 km/s (în miez), în timp ce viteza undelor transversale scade de la 7,3 km/s la zero. Acesta din urmă înseamnă că miezul exterior este lichid. Conform conceptelor moderne, miezul exterior este format din sulf (12%) și fier (88%). În cele din urmă, la adâncimi mai mari de 5120 km, metodele seismice relevă prezența unui nucleu interior solid, care reprezintă 1,7% din masa Pământului. Probabil, acesta este un aliaj fier-nichel (80% Fe, 20% Ni).

Câmpul gravitațional al Pământului este descris cu mare precizie de legea gravitației universale a lui Newton. Accelerația în cădere liberă pe suprafața Pământului este determinată atât de forța gravitațională, cât și de forța centrifugă datorată rotației Pământului. Accelerația de cădere liberă la suprafața planetei este de 9,8 m/s².

Pământul are și un magnetic câmpuri electrice. Câmpul magnetic deasupra suprafeței Pământului constă dintr-o parte constantă (sau care se schimbă destul de încet) și o parte variabilă; acesta din urmă este de obicei denumit variații ale câmpului magnetic. Câmpul magnetic principal are o structură apropiată de dipol. Momentul dipol magnetic al Pământului, egal cu 7,98T10^25 unități cgsm, este direcționat aproximativ opus celui mecanic, deși în prezent polii magnetici sunt oarecum deplasați față de cei geografici. Poziția lor se schimbă însă cu timpul și, deși aceste modificări sunt destul de lente, pe intervale de timp geologice, conform datelor paleomagnetice, chiar și inversiuni magnetice, adică inversarea polarității. Intensitățile câmpului magnetic la polii magnetici nord și sud sunt de 0,58 și, respectiv, 0,68 Oe și de aproximativ 0,4 Oe la ecuatorul geomagnetic.

Câmpul electric de deasupra suprafeței Pământului are o intensitate medie de aproximativ 100 V/m și este îndreptat vertical în jos - acesta este așa-numitul câmp de vreme bună, dar acest câmp suferă variații semnificative (atât periodice, cât și neregulate).

Luna.

Luna este un satelit natural al Pământului și cel mai apropiat corp ceresc de noi. Distanța medie până la Lună este de 384.000 de kilometri, diametrul Lunii este de aproximativ 3476 km. Densitatea medie a Lunii este de 3,347 g/cm³, sau aproximativ 0,607 din densitatea medie a Pământului. Masa satelitului este de 73 de trilioane de tone. Accelerația gravitației pe suprafața Lunii este de 1,623 m/s².

Luna se mișcă în jurul Pământului cu o viteză medie de 1,02 km/s pe o orbită aproximativ eliptică în aceeași direcție în care marea majoritate a celorlalte corpuri din Sistemul Solar se mișcă, adică în sens invers acelor de ceasornic atunci când sunt privite de pe orbita Lunii din Polul Nord al lumii. Perioada de revoluție a Lunii în jurul Pământului, așa-numita lună siderale, este egală cu 27,321661 zile medii, dar este supusă unor ușoare fluctuații și unei foarte mici reduceri seculare.

Nefiind protejată de atmosferă, suprafața Lunii se încălzește până la + 110 ° C în timpul zilei și se răcește până la -120 ° C noaptea, totuși, după cum au arătat observațiile radio, aceste fluctuații uriașe de temperatură pătrund doar în câteva. decimetri adâncime datorită conductivității termice extrem de slabe a straturilor de suprafață.

Relieful suprafeței lunare a fost elucidat în principal ca urmare a multor ani de observații telescopice. „Mările lunare”, ocupând aproximativ 40% din suprafața vizibilă a Lunii, sunt zone joase plate, străbătute de crăpături și puțuri joase întortocheate; sunt relativ puține cratere mari pe mări. Multe mări sunt înconjurate de creste inele concentrice. Restul, suprafața mai ușoară este acoperită cu numeroase cratere, creste în formă de inel, brazde și așa mai departe.

Marte.

Informatii generale.

Marte este a patra planetă din sistemul solar. Marte - din grecescul "Mas" - puterea masculină - zeul războiului. După principalele caracteristici fizice, Marte aparține planetelor terestre. În diametru, este aproape jumătate din dimensiunea Pământului și a lui Venus. Distanța medie de la Soare este de 1,52 UA. Raza ecuatorială este de 3380 km. Densitatea medie a planetei este de 3950 kg/m³. Marte are doi sateliți - Phobos și Deimos.

Atmosfera.

Planeta este învăluită într-o înveliș gazoasă - o atmosferă care are o densitate mai mică decât cea a pământului. Chiar și în depresiunile adânci ale lui Marte, unde presiunea atmosferică este cea mai mare, este de aproximativ 100 de ori mai mică decât în ​​apropierea suprafeței Pământului, iar la nivelul vârfurilor munților marțieni, este de 500-1000 de ori mai mică. În compoziție, seamănă cu atmosfera lui Venus și conține 95,3% dioxid de carbon cu un amestec de 2,7% azot, 1,6% argon, 0,07% monoxid de carbon, 0,13% oxigen și aproximativ 0,03% vapori de apă, conținutul care se modifică, precum și impurități de neon, cripton, xenon.

Temperatura medie pe Marte este mult mai mică decât pe Pământ, aproximativ -40 ° C. În cele mai favorabile condiții de vară pe jumătatea zilei a planetei, aerul se încălzește până la 20 ° C - o temperatură destul de acceptabilă pentru locuitori al Pamantului. Dar într-o noapte de iarnă, înghețul poate ajunge la -125 ° C. Astfel de scăderi puternice de temperatură sunt cauzate de faptul că atmosfera rarefiată a lui Marte nu este capabilă să rețină căldura pentru o lungă perioadă de timp.

Pe suprafața planetei bat adesea vânturi puternice, a căror viteză atinge 100 m/s. Gravitația scăzută permite chiar și curenților de aer rarefiați să ridice nori uriași de praf. Uneori, zone destul de vaste de pe Marte sunt acoperite de furtuni grandioase de praf. Furtuna globală de praf a făcut furtună din septembrie 1971 până în ianuarie 1972, ridicând aproximativ un miliard de tone de praf în atmosferă la o înălțime de peste 10 km.

Există foarte puțini vapori de apă în atmosfera lui Marte, dar la presiune și temperatură scăzută se află într-o stare apropiată de saturație și se adună adesea în nori. Norii marțieni sunt destul de inexpresivi în comparație cu cei de pe Pământ, deși au o varietate de forme și tipuri: cirruși, ondulați, sub vânt (în apropierea munților mari și sub versanții craterelor mari, în locuri ferite de vânt). Peste zonele joase, canioane, văi - și pe fundul craterelor în timpul rece al zilei sunt adesea cețe.

După cum arată imaginile de la stațiile americane de aterizare „Viking-1” și „Viking-2”, cerul marțian pe vreme senină are o culoare roz, care se explică prin împrăștierea luminii solare pe particulele de praf și prin iluminarea ceață de către suprafața portocalie a planetei. În absența norilor, învelișul gazos al lui Marte este mult mai transparent decât cel al pământului, inclusiv pentru razele ultraviolete periculoase pentru organismele vii.

anotimpuri.

O zi solară pe Marte durează 24 de ore și 39 de minute. 35 s. O înclinare semnificativă a ecuatorului față de planul orbitei duce la faptul că în unele părți ale orbitei, în principal latitudinile nordice ale lui Marte sunt iluminate și încălzite de Soare, în altele - cele sudice, adică există o schimbare de anotimpuri. Anul marțian are aproximativ 686,9 zile. Schimbarea anotimpurilor pe Marte este aceeași ca și pe Pământ. Schimbările sezoniere sunt cele mai pronunțate în regiunile polare. Iarna, calotele polare ocupă o zonă semnificativă. Limita calotei polare nordice se poate îndepărta de pol cu ​​o treime din distanța față de ecuator, iar limita calotei sudice depășește jumătate din această distanță. Această diferență se datorează faptului că în emisfera nordică iarna are loc când Marte trece prin periheliul orbitei sale, iar în emisfera sudică când trece prin afeliu. Din această cauză, iernile în emisfera sudică sunt mai reci decât în ​​cea nordică. Elipticitatea orbitei marțiane duce la diferențe semnificative de climă a emisferelor nordice și sudice: la latitudinile mijlocii, iernile sunt mai reci și verile sunt mai calde decât în ​​cele sudice, dar mai scurte decât în ​​cele nordice .. Când vine vara în emisfera nordică a lui Marte, calota polară nordică scade rapid, dar în acest moment crește o alta - lângă polul sudic, unde se instalează iarna. La sfârșitul secolului al XIX-lea - începutul secolului al XX-lea, se credea că calotele polare ale lui Marte erau ghețari și zăpadă. Conform datelor moderne, ambele calote polare ale planetei - nordice și sudice - constau din dioxid de carbon solid, adică gheață uscată, care se formează atunci când dioxidul de carbon, care face parte din atmosfera marțiană, îngheață și gheața de apă amestecată cu praf mineral.

Structura planetei.

Datorită masei reduse, gravitația pe Marte este de aproape trei ori mai mică decât pe Pământ. În prezent, structura câmpului gravitațional al lui Marte a fost studiată în detaliu. Indică o ușoară abatere de la distribuția uniformă a densității pe planetă. Miezul poate avea o rază de până la jumătate din raza planetei. Aparent, constă din fier pur sau dintr-un aliaj de Fe-FeS (sulfură fier-fier) ​​și, eventual, hidrogen dizolvat în ele. Aparent, nucleul lui Marte este parțial sau complet în stare lichidă.

Marte trebuie să aibă o crustă groasă de 70-100 km grosime. Între miez și crustă se află o manta de silicat îmbogățită în fier. Oxizii roșii de fier prezenți în rocile de suprafață determină culoarea planetei. Acum Marte continuă să se răcească.

Activitatea seismică a planetei este slabă.

Suprafaţă.

Suprafața lui Marte, la prima vedere, seamănă cu luna. Cu toate acestea, de fapt, relieful său este foarte divers. Pentru mult istoria geologică Marte, suprafața sa a fost schimbată de erupții vulcanice și cutremur. Cicatrici adânci pe fața zeului războiului au fost lăsate de meteoriți, vânt, apă și gheață.

Suprafața planetei constă, parcă, din două părți contrastante: muntele antice care acoperă emisfera sudică și câmpiile mai tinere concentrate la latitudinile nordice. În plus, se remarcă două mari regiuni vulcanice - Elysium și Tharsis. Diferența de înălțime între zonele muntoase și cele plane ajunge la 6 km. De ce zone diferite atât de diferit unul de celălalt este încă neclar. Poate că o astfel de diviziune este asociată cu o catastrofă foarte veche - căderea unui asteroid mare pe Marte.

Partea de munte înalt a păstrat urme ale unui bombardament activ de meteoriți care a avut loc acum aproximativ 4 miliarde de ani. Cratere de meteori acoperă 2/3 din suprafața planetei. Sunt aproape la fel de mulți în munții vechi ca și pe Lună. Dar multe cratere marțiane și-au „pierdut forma” din cauza intemperiilor. Unele dintre ele, se pare, au fost cândva spălate de șuvoaie de apă. Câmpiile nordice arată complet diferit. Acum 4 miliarde de ani aveau o mulțime de cratere de meteoriți, dar atunci evenimentul catastrofal, despre care a fost deja menționat, le-a șters de pe 1/3 din suprafața planetei și relieful ei în această zonă a început să se formeze din nou. Meteoriți separati au căzut acolo mai târziu, dar în general există puține cratere de impact în nord.

Aspectul acestei emisfere a fost determinat de activitatea vulcanică. Unele dintre câmpii sunt complet acoperite cu roci magmatice antice. Fluxuri de lavă lichidă s-au răspândit la suprafață, s-au solidificat, iar de-a lungul lor curgeau noi fluxuri. Aceste „râuri” pietrificate sunt concentrate în jur vulcani majori. La capetele limbilor de lavă se observă structuri asemănătoare rocilor sedimentare terestre. Probabil când masele eruptive înroșite au topit straturile gheață subterană, la suprafața lui Marte s-au format rezervoare destul de extinse, care s-au uscat treptat. Interacțiunea dintre lava și gheața subterană a dus, de asemenea, la apariția a numeroase brazde și fisuri. Departe de vulcani, zonele joase ale emisferei nordice sunt acoperite de dune de nisip. Mai ales multe dintre ele în apropierea calotei polare nordice.

Abundența peisajelor vulcanice indică faptul că, în trecutul îndepărtat, Marte a cunoscut o eră geologică destul de turbulentă, cel mai probabil s-a încheiat cu aproximativ un miliard de ani în urmă. Cele mai active procese au avut loc în regiunile Elysium și Tharsis. La un moment dat, ele au fost literalmente stoarse din intestinele lui Marte și acum se ridică deasupra suprafeței sale sub formă de umflături grandioase: Elysium 5 km înălțime, Tharsis - 10 km. În jurul acestor umflături sunt concentrate numeroase defecte, fisuri, creste - urme ale proceselor antice din scoarța marțiană. Cel mai grandios sistem de canioane adânci de câțiva kilometri - Valea Marinerului - începe în vârful Munților Tharsis și se întinde pe 4 mii de kilometri spre est. În partea centrală a văii, lățimea sa atinge câteva sute de kilometri. În trecut, când atmosfera marțiană era mai densă, apa se putea scurge în canioane, creând în ele lacuri adânci.

Vulcanii lui Marte sunt fenomene excepționale după standardele pământești. Dar chiar și printre aceștia se remarcă vulcanul Olympus, situat în nord-vestul Munților Tharsis. Diametrul bazei acestui munte ajunge la 550 km, iar înălțimea este de 27 km, adică. este de trei ori înălțimea Everestului, cel mai înalt vârf de pe Pământ. Olimpul este încoronat cu un crater imens de 60 de kilometri. La est de cea mai înaltă parte a Munților Tharsis, a fost descoperit un alt vulcan - Alba. Deși nu poate concura cu Olympus în înălțime, diametrul său de bază este de aproape trei ori mai mare.

Aceste conuri vulcanice sunt rezultatul erupțiilor calme de lave foarte lichide, asemănătoare ca compoziție cu lava vulcanilor terestre din Insulele Hawaii. Urmele de cenușă vulcanică de pe versanții altor munți sugerează că pe Marte au avut loc ocazional erupții catastrofale.

În trecut, apa curgătoare a jucat un rol enorm în modelarea reliefului marțian. În primele etape ale studiului, Marte li s-a părut astronomilor o planetă deșert și lipsită de apă, dar când suprafața lui Marte a fost fotografiată de la o distanță apropiată, s-a dovedit că în vechile zone muntoase există adesea rigole lăsate parcă de apa curgătoare. Unii dintre ei par că ar fi fost străpunși cu mulți ani în urmă de curenți furtunosi și repezi. Uneori se întind pe multe sute de kilometri. Unii dintre acești „pârâuri” au o vârstă destul de respectuoasă. Alte văi sunt foarte asemănătoare cu albiile râurilor pământești calme. Probabil că își datorează aspectul topirii gheții subterane.

Câteva informații suplimentare despre Marte pot fi obținute prin metode indirecte bazate pe studiile sateliților săi naturali - Phobos și Deimos.

Sateliții lui Marte.

Lunii de pe Marte au fost descoperiți pe 11 și 17 august 1877 în timpul marii opoziții a astronomului american Asaph Hall. Sateliții au primit astfel de nume din mitologia greacă: Phobos și Deimos, fiii lui Ares (Marte) și Afroditei (Venus), l-au însoțit mereu pe tatăl lor. Tradus din greacă, „phobos” înseamnă „frică”, iar „deimos” înseamnă „groază”.

Fobos. Deimos.

Ambii sateliți ai lui Marte se mișcă aproape exact în planul ecuatorului planetei. Cu ajutorul navelor spațiale, s-a stabilit că Phobos și Deimos au o formă neregulată și în poziția lor orbitală rămân mereu întoarse spre planetă de aceeași parte. Dimensiunile lui Phobos sunt de aproximativ 27 km, iar Deimos - aproximativ 15 km. Suprafața lunilor lui Marte este formată din minerale foarte întunecate și este acoperită cu numeroase cratere. Una dintre ele - pe Phobos are un diametru de aproximativ 5,3 km. Craterele sunt probabil produse de un bombardament cu meteoriți; originea sistemului de brazde paralele este necunoscută. Viteza unghiulară a mișcării orbitale a lui Phobos este atât de mare încât, spre deosebire de alte corpuri de iluminat, Phobos se ridică în vest, depășind rotația axială a planetei și apune în est.

Căutarea vieții pe Marte.

Multă vreme, căutarea formelor de viață extraterestră a fost efectuată pe Marte. În timpul studiului planetei de către nave spațiale din seria Viking, au fost efectuate trei experimente biologice complexe: descompunerea prin piroliză, schimbul de gaze, descompunerea etichetei. Ele se bazează pe experiența studierii vieții pământești. Experimentul de descompunere prin piroliză s-a bazat pe definirea proceselor de fotosinteză care implică carbon, experimentul de descompunere a etichetei s-a bazat pe presupunerea că apa este necesară existenței, iar experimentul de schimb de gaze a ținut cont de faptul că viața marțiană trebuie să folosească apa ca solvent. Deși toate cele trei experimente biologice au dat un rezultat pozitiv, ele sunt probabil de natură non-biologică și pot fi explicate prin reacții anorganice ale soluției nutritive cu materialul de natură marțiană. Deci, putem rezuma că Marte este o planetă care nu are condițiile pentru apariția vieții.

Concluzie

Ne-am familiarizat cu starea actuală a planetei noastre și a planetelor din grupul Pământului. Viitorul planetei noastre, și într-adevăr întregul sistem planetar, dacă nu se întâmplă nimic neprevăzut, pare clar. Probabilitatea ca ordinea stabilită a planetelor să fie perturbată de vreo stea rătăcitoare este mică, chiar și în decurs de câteva miliarde de ani. În viitorul apropiat, nu trebuie să ne așteptăm la schimbări puternice în fluxul de energie solară. Este probabil ca erele glaciare să se repete. O persoană este capabilă să schimbe clima, dar, făcând acest lucru, poate face o greșeală. Continentele vor crește și vor cădea în epocile următoare, dar sperăm că procesele vor fi lente. Impacturile masive de meteoriți sunt posibile din când în când.

Dar, în cea mai mare parte, sistemul solar își va păstra aspectul actual.

Plan.

1. Introducere.

2. Mercur.

3. Venus.

6. Concluzie.

7. Literatură.

Planeta Mercur.

suprafata lui Mercur.

Planeta Venus.

Suprafața lui Venus.

Planeta Pământ.

Suprafata terenului.

Planeta Marte.

Suprafața lui Marte.

Grupuri de planete

Planetele din sistemul nostru sunt împărțite în două grupuri: pământesc- care include corpuri relativ mici, și grup de giganți, care sunt dominate de gaze. Prima grupă include următoarele organisme:

• Marte- diametru 6746 km;
• Mercur- 4872 km;
• Pământ- 12765 km;
• Venus- 12437 km.

Al doilea grup include:

• Saturn- 120670 km;
• Uranus- 51121 km;
• Jupiter- 143100 km;
• Neptun- 49457 km.

Caracteristicile grupului terestru

Primul lucru care distinge aceste planete este că sunt situate cu partea interioară a centurii de asteroiziîn, așa că uneori puteți găsi un astfel de nume ca „grup interior”. În general, se poate distinge o serie de caracteristici, care caracterizează corpurile acestui grup:

• lipsa inelelor;
• decalaj orbital ușor raportat la corpul vecin;
• câmp magnetic slab;
• câțiva sateliți, sau absența lor deloc.

Caracteristicile planetelor gigantice

Destul de des, acest grup este numit extern, adică localizat în afara centurii de asteroizi. Corpurile acestui grup, în primul rând, se disting prin dimensiuni gigantice și fara suprafata dura. Baza structurii acestor planete este hidrogenul, heliul și o serie de alte gaze. Prin urmare, aceste corpuri sunt adesea numite giganții gazoși. Datorită dimensiunilor lor gigantice, au un număr mare de sateliți și inele. Inelele sunt în principal pietricele mici și particule de gheațăA. În ciuda faptului că inelele sunt observate numai în jurul lui Saturn, și alte planete din acest grup le au, dar nu sunt atât de vizibile. Un alt semn distinctiv este viteză mare de rotație. În plus, la giganți se observă atmosfere destul de puternice, acest lucru se observă în special pe exemplul lui Jupiter.

În general, planetele acestui grup pot fi caracterizate printr-o serie de caracteristici:

• câmp magnetic puternic;
• au inele;
• un număr mare de sateliți;
• distanță semnificativă de stea.

Care este diferența dintre grupul terestru de planete și planetele gigantice

Acum că sunt date principalele caracteristici ale planetelor fiecărui grup, este ușor să identificăm caracteristicile distinctive:

• după numărul de sateliți;
• după greutate;
• prin viteza de rotație axială;
• prin puterea câmpului magnetic;
• densitate atmosferică scăzută;
• prezența unei suprafețe solide;
• după compoziția chimică;
• orbite apropiate;
• după diametru;
• lipsa inelelor;
• prin densitate.

După ce a studiat structura sistemului solar și a planetelor pitice într-una dintre cele anterioare, acest articol include sateliții naturali ai sistemului solar. Aceasta este una dintre cele mai interesante căi în astronomia de cercetare, deoarece există sateliți care sunt mai mari decât planetele, iar sub suprafața lor se află oceane și posibil forme de viață.

Să începem cu sateliții planetelor terestre. Deoarece Mercur și Venus nu au sateliți naturali, cunoașterea sateliților sistemului solar ar trebui să înceapă cu Pământul.

Planete terestre: Mercur, Venus, Pământ și Marte

Luna

După cum știți, planeta noastră are un singur satelit - Luna. Acesta este cel mai studiat corp cosmic, precum și primul pe care o persoană a reușit să-l viziteze. Luna este al cincilea cel mai mare satelit natural al unei planete din sistemul solar.

Deși Luna este considerată un satelit, din punct de vedere tehnic ar putea fi considerată o planetă dacă ar avea o orbită în jurul Soarelui. Diametrul Lunii este de aproape trei mii și jumătate de kilometri (3476), de exemplu, diametrul lui Pluto este de 2374 km.

Luna este un membru deplin al sistemului gravitațional Pământ-Lună. Am scris deja despre un alt astfel de tandem în sistemul solar - despre. Deși masa satelitului Pământului nu este mare și este puțin mai mult de o sutime din masa Pământului, Luna nu se învârte în jurul Pământului - au un centru de masă comun.

Sistemul Pământ-Lună poate fi considerat o planetă dublă? Se crede că diferențele dintre o planetă binară și un sistem planetă-lună se află în locația centrului de masă al sistemului. Dacă centrul de masă nu este situat sub suprafața unuia dintre obiectele sistemului, atunci poate fi considerată o planetă dublă. Se dovedește că ambele corpuri se învârt în jurul unui punct din spațiu care se află între ele. Conform acestei definiții, Pământul și Luna sunt o planetă și un satelit, iar Charon și Pluto sunt o planetă dublă pitică.

Deoarece distanța dintre Pământ și Lună crește constant (Luna se îndepărtează de Pământ), centrul de masă, care se află în prezent sub suprafața Pământului, se va deplasa în cele din urmă și se va afla deasupra suprafeței planetei noastre. Dar acest lucru se întâmplă destul de lent și va fi posibil să se considere sistemul Pământ-Lună ca o planetă dublă abia după miliarde de ani.

Sistemul Pământ-Lună

Printre corpuri spațiale Luna influențează aproape cel mai mult Pământul, cu excepția, poate, a Soarelui. Cele mai evidente fenomene ale impactului satelitului asupra Pământului sunt mareele lunare, care modifică în mod regulat nivelul apei din oceane.

Vedere Pământului de la pol (maree, maree joasă)

De ce suprafața Lunii este acoperită de cratere? În primul rând, Luna nu are o atmosferă care să-și protejeze suprafața de meteoriți. În al doilea rând, nu există apă sau vânt pe Lună, ceea ce ar putea netezi locurile de impact ale meteoriților. Prin urmare, pe parcursul a patru miliarde de ani, pe suprafața satelitului s-au acumulat un număr mare de cratere.

Cel mai mare crater din sistemul solar. Polul Sud - Bazinul Aitken (roșu - zone înalte, albastru - zone joase)

Craterul lunar Daedalus: diametru 93 km, adâncime 2,8 km (imagine de la Apollo 11)

Luna, așa cum am menționat deja, este singurul satelit vizitat de om și primul corp ceresc, ale cărui mostre au fost aduse pe Pământ. Neil Armstrong a devenit prima persoană care a pășit pe Lună pe 21 iulie 1969. Un total de doisprezece astronauți au mers pe Lună; Ultima dată când oamenii au aterizat pe Lună a fost în 1972.

Prima fotografie făcută de Neil Armstrong după aterizarea pe Lună

Edwin Aldrin pe Lună, iulie 1969 (foto NASA)

Înainte ca oamenii de știință să obțină mostre de sol de pe Lună, existau două teorii fundamental diferite despre originea Lunii. Adepții primei teorii credeau că Pământul și Luna s-au format în același timp dintr-un nor de gaz și praf. Potrivit unei alte teorii, se credea că Luna s-a format în altă parte și apoi a fost capturată de Pământ. Studiul probelor lunare a dus la apariția noua teorie despre „coliziunea gigant”: acum aproape patru și jumătate (4,36) miliarde de ani, protoplaneta Pământ (Gaia) s-a ciocnit cu protoplaneta Theia. Lovitura a căzut nu în centru, ci în unghi (aproape tangenţial). Ca urmare, cea mai mare parte a materiei obiectului impactat și o parte a materiei din mantaua pământului au fost aruncate în orbita apropiată a Pământului. Din aceste fragmente a fost asamblată Luna. Ca urmare a impactului, Pământul a primit o creștere bruscă a vitezei de rotație (o rotație în cinci ore) și o înclinare vizibilă a axei de rotație. Deși această teorie are și defecte, în prezent este considerată cea principală.

Formarea Lunii: impactul Theia cu Pământul, care se presupune că a dus la formarea Lunii

Luni de Marte

Marte are două luni mici: Phobos și Deimos. Au fost descoperite de Asaph Hall în 1877. Este de remarcat faptul că, fiind deziluzionat de căutarea sateliților marțieni, dorea deja să renunțe la observare, dar soția sa Angelina a reușit să-l convingă. În noaptea următoare l-a descoperit pe Deimos. Șase nopți mai târziu - Phobos. Pe Phobos, el a descoperit un crater uriaș care atinge zece kilometri lățime - aproape jumătate din lățimea satelitului în sine! Hall ia dat numele de fată al Angelinei, Stickney.

Imaginea sateliților lui Marte în conformitate cu scările și distanțele

Ambii sateliți au o formă apropiată de un elipsoid triaxial. Datorită dimensiunilor lor mici, gravitația nu este suficientă pentru a le comprima într-o formă rotundă.

Fobos. În dreapta se vede craterul Stickney.

Interesant este că influența mareelor ​​lui Marte încetinește treptat mișcarea lui Phobos, reducându-i astfel orbita, ceea ce, în cele din urmă, va duce la căderea lui pe Marte. La fiecare sută de ani, Phobos se apropie de Marte cu nouă centimetri, iar în aproximativ unsprezece milioane de ani va cădea la suprafața sa dacă aceleași forțe nu-l distrug chiar mai devreme. Deimos, dimpotrivă, se îndepărtează de Marte și, în cele din urmă, va fi capturat de forțele de maree ale Soarelui. Drept urmare, Marte va rămâne fără sateliți.

Atracția pe partea „marțiană” a Phobos este practic absentă sau, mai degrabă, este aproape inexistentă. Acest lucru este cauzat de apropierea satelitului de suprafața lui Marte și de gravitația puternică a planetei. În alte părți ale satelitului, forța gravitațională este diferită.

Sateliții lui Marte sunt întotdeauna îndreptați spre ea pe o parte, deoarece perioada de revoluție a fiecăruia dintre ei coincide cu perioada corespunzătoare de revoluție în jurul lui Marte. Pe această bază, ele sunt asemănătoare cu luna, partea din spate care, de asemenea, nu este niciodată vizibil de pe suprafața Pământului.

Deimos și Phobos sunt foarte mici. De exemplu, raza Lunii este de 158 de ori mai mare decât raza lui Phobos și de aproximativ 290 de ori mai mare decât raza lui Deimos.

Distanțele de la sateliți la planetă sunt, de asemenea, nesemnificative: Luna se află la o distanță de 384.000 km de Pământ, iar Deimos și Phobos se află la 23.000, respectiv 9.000 de kilometri de Marte.

Originea lunilor marțiane rămâne controversată. Ar putea fi asteroizi capturați de câmpul gravitațional al lui Marte, dar diferența dintre structura lor față de obiectele grupului de asteroizi din care ar putea face parte vorbește împotriva acestei versiuni. Alții cred că s-au format ca urmare a prăbușirii satelitului Marte în două părți.

Următorul material va fi dedicat sateliților lui Jupiter, dintre care până în prezent au fost înregistrate până la 67! Și, poate, pe unele dintre ele există forme de viață.