Планети Земної групи.

Меркурій.

Меркурій є найближчою до Сонця планетою. Його діаметр всього впівтора рази більше діаметра Місяця. Орбіта має значнийексцентриситет в порівнянні з іншими планетами. У перигелії Меркурійпроходить на відстані 46 млн. км від Сонця, а в афелії видаляється до 70млн. кілометрів. Через складання нерівномірного руху по орбіті
(завдяки її сильною витягнутості) з повільним обертанням, Сонце на небі
Меркурія зупиняється, і навіть рухається назад. На Меркурії немає часівроку. Візуальні спостереження ускладнені, тому що Меркурій у елонгації НЕвидаляється більше ніж на 18-28 градусів, більшу частину часу ховаючись упроменях Сонця. Радіолокаційними вимірами встановлено, що обертаннянавколо осі пряме, сидеричний період дорівнює приблизно 59 земних діб, амеркуріанський доба триває 220 земних діб. Атмосфера Меркурія маєвкрай низьку щільність і по суті є потоком частинок викидаються
Сонцем і охоплює Меркурій. Більше 100 років тому утвердилася думка,що Меркурій завжди звернений однією стороною до Сонця, що призводить до того,що половина його поверхні виявляється розпеченої. Перші сумнівипринесли спостереження теплового випромінювання планети в 1962 році. Деннасторона планети виявилася не так гаряча, як очікувалося, а від нічної сторонивиходив відчутний потік тепла. Тим не менше, температурний контраст дужевисокий: температура на екваторі вдень 480 ° C, а вночі -165 ° C. Поверхня
Меркурія, рясніє кратерами і дуже нагадує місячну. Кратери не настількиглибокі як на Місяці, що говорить про більшу силі тяжкості на Меркурії.
Добре видно ескарпи - сліди тектонічної активності - круті уступидовжиною від 20 до 500 км і висотою 1-2 км. Походження ескарпів пов'язуютьіз стискуванням планети в процесі її охолодження і приливні впливом Сонця. За -Мабуть, ескарпи утворилися раніше, ніж кратери меркуріанськийповерхні, так як вони місцями зруйновані кратерами. «Океанів» там менше,ніж на Місяці, причому вони невеликі. Діаметр меркуріанський Моря спеки 1300км, як і Моря Дощів на Місяці. Як і на Місяці, більшість кратерівутворилися в результаті падінь метеоритів. Там, де кратерів небагато, мибачимо порівняно молоді ділянки поверхні. Старі, зруйновані кратерипомітно відрізняються від більш молодих кратерів, що добре збереглися.
Найкращими умовами для спостережень є весняний період для західноїелонгації (ранкова видимість) та осінній для східної елонгації. У цімоменти екліптика розташована таким чином, що висота Меркурія надгоризонтом найбільша. Супутників Меркурій не має.

Меркурій

Венера.

Після Меркурія слід планета Венера, маса і радіус якої дужеблизькі до земних.

Орбіта Венери майже кругова (ексцентриситет менше 1%), але видимі кутовірозміри змінюються дуже сильно з-за того, що відстань від Венери до
Землі у верхній і нижній з'єднаннях змінюється від 40 до 260 млн. км. Привізуальних спостереженнях чітко видно фази Венери, однак розрізнити деталіна поверхні не вдається через рівномірної щільної атмосфери, відкритої ще
Ломоносовим при проходженні Венери по диску Сонця. Обертання навколоосі (зворотне) вдалося встановити радіолокаційним способом. Період обертаннявиявився рівним 243 земним дням, а період обертання навколо Сонця - 225добі. За один оборот навколо Сонця на Венері спостерігаються два його сходуі заходу. . Тривалість сонячної доби на Венері складає 116,8земних діб, а венерианских рік складається приблизно з двохвенерианских сонячної доби. Діаметр Венери майже такий же як у Землі
(95%), а маса складає 80% від маси Землі, і густа щільна атмосфераробить їх дуже схожими. Температура на поверхні Венери дуже висока
(близько 500 град С) і залишається весь час майже однаковою. Високатемпература поверхні Венери обумовлена парниковим ефектом. Густащільна атмосфера пропускає промені Сонця, але затримує інфрачервонетеплове випромінювання, що йде від нагрітої поверхні. Хмарний шар сильнопослаблює сонячне світло, освітленість у поверхні Венери приблизно такаж, як біля поверхні Землі в хмарний день, однак що небо Венери та їїландшафт мають оранжевий колір через особливості складу атмосфери.
Радіолокаційні наземні спостереження виявили на цій планеті безлічнеглибоких кратерів, діаметри яких від 30 до 700 км. В цілому ця планетавиявилася найбільш гладкої зі всіх планет земної групи, хоча і на ній євеликі гірські масиви і протяжні височини, що удвічі перевищують порозмірами земної Тибет. Грандіозний згаслий вулкан Максвелл, його висота 12км, поперечник підошви 1000 км, діаметр кратера на вершині 100 км. Відомостіпро внутрішню будову Венери спираються, головним чином, на теорію.
Сучасна модель планети тришарова: ядро, нижня і верхня мантіямантія. Ядро планети дещо менше, ніж у Землі. На нього припадаєприблизно 12% маси планети (у Землі 16%). Передбачається, що воноскладається з розплавленого заліза. Літосфера, може бути, більш потужна,товщина кори - невідома. З внутрішньою будовою планети пов'язана іпроблема відсутності магнітного поля: на всіх планетах земної групи, крім
Венери, є власне магнітне поле. Найбільш сильними магнітними полямимають планети гіганти і Земля. Супутників Венера не має.

Венера

Марс.

Поверхня Марса рясніє кратерами. Особливо багато їх у південномупівкулі планети. Темні області, що займають значну частинуповерхні планети, отримали назву морів. Діаметри деяких морівперевищують 2000 км. Пагорби, що нагадують земні континенти,що представляють собою світлі поля оранжево-червоного кольору. Як і на Венері,тут є величезні вулканічні конуси. Висота найбільшого з них -
Олімпус - перевищує 25 км, діаметр кратера 90 км. Діаметр основи цієїгігантської конусоподібної гори понад 500 км. Про те, що мільйони років томуна Марсі відбувалися потужні вулканічні виверження і зміщалисяповерхневі шари, що свідчать залишки лавових потоків, величезнірозломи поверхні (одна з них - Маринер - тягнеться на 4000 км),численні ущелини і каньйони. Можливо, що саме деякі з цихутворень (наприклад, ланцюжки кратерів або протяжні ущелини)дослідники Марса ще 100 років тому прийняли за "канали", існуванняяких згодом тривалий час намагалися пояснити діяльністю розумнихмешканців Марса. Перестав бути загадкою і червонуватий колір Марса. Вінпояснюється тим, що грунт цієї планети містить багато глин, багатихзалізом. З близької відстані неодноразово фотографувалися супутники
Марса Деймос і Фобос і передавалися панорами поверхні "Червоної планети".
Атмосфера Марса дуже розріджена. При такому тиску вода закипає вже притемпературі +2 С. Саме тому ніяких річок, озер або морів, заповненихводою на Марсі немає. Мабуть, каньйони Марса ніколи не були заповненіводою, а їх походження пов'язане з древньою тектонікою Марса - з рухомвеличезних плит марсіанської кори. Проте, були отримані і знімки явно водно -ерозійних утворень. Зокрема це видно на прикладі русла стародавньої річки
Нергал. Уважне вивчення стародавніх русел річок показало, що їх обміліннявідбувалося поступово. Багато обговорювалося питання, що ж це було? Вода? Абояка інша текуча субстанція? Зійшлися, все-таки, на воді. Куди ж вонаподілася? Запитань багато, на які зараз поки немає відповіді. Відомо лише,що атмосфера Марса на 95% складається з вуглекислого газу, водяної пари --всього 0,05%, кисню 0,1-0,4%, азоту 2,5%.

1) Марс

2) Вулкан "Олімпус" < p> 3) Каньйон "Маринер"

4) Супутники Марса:

Фобос і Деймос.