Планети земної групи.
Вступ
Серед численних небесних світил, що вивчаються сучасноїастрономією, особливе місце займають планети. Адже всі ми добре знаємо, що
Земля, на якій ми живемо, є планетою, так що планети - тіла, восновному подібні до нашої Землі.
Але у світі планет ми не зустрінемо навіть двох, абсолютно схожих один наодного. Різноманітність фізичних умов на планетах дуже велике. Відстаньпланети від Сонця (а отже, і кількість сонячного тепла, і температураповерхні), її розміри, напруга сили тяжіння на поверхні,орієнтування осі обертання, яка визначає зміну пір року, наявність і складатмосфери, внутрішню будову і багато інших властивостей різні в усіхдев'яти планет Сонячної системи.
Говорячи про різноманітність умов на планетах, ми можемо глибше пізнатизакони їх розвитку і з'ясувати їх взаємозв'язок між тими чи іншимивластивостями планет. Так, наприклад, від розмірів, маси і температури планетизалежить її здатність утримувати атмосферу того чи іншого складу, анаявність атмосфери в свою чергу впливає на тепловий режим планети.
Як показує вивчення умов, за яких можливе зародження іподальший розвиток живої матерії, тільки на планетах ми можемо шукатиознаки існування органічного життя. Ось чому вивчення планет,крім загального інтересу, має велике значення з точки зору космічноїбіології.
Результати дослідження показали має велике значення, крім астрономії, і для іншихгалузей науки, в першу чергу наук про Землю - геології і геофізики, атакож для космогонії-науки про походження і розвиток небесних тіл, в томучислі і нашої Землі.
До планет земної групи відносяться планети: Меркурій, Венера, Земля і
Марс.
Меркурій.
Загальні відомості.
Меркурій - найближча до Сонця планета сонячної системи. Середнєвідстань від Меркурія до Сонця всього лише 58 млн. км. Серед великихпланет має найменші розміри: її діаметр 4865 км (0,38 діаметра Землі),маса 3,304 * 1023 кг (0,055 маси Землі або 1:6025000 маси Сонця); середнящільність 5,52 г/см3. Меркурій - яскраве світило, але побачити його на небі нетак просто. Справа в тому, що, знаходячись поблизу Сонця, Меркурій завжди виднийдля нас недалеко від сонячного диска, відхід від нього то вліво (на схід),то направо (на захід) лише на невелику відстань, яка не перевершує
28О. Тому його можна побачити тільки в ті дні року, коли він відходить від
Сонця на найбільшу відстань. Нехай, наприклад, Меркурій відсунувсявід Сонця вліво. Сонце і всі світила в своєму добовому русі пливуть понебу зліва направо. Тому спочатку заходить Сонце, а через годину з невеликимзаходить Меркурій, і треба шукати цю планету низько над західним горизонтом.
Рух.
Меркурій рухається навколо Сонця в середньому на відстані 0,384астрономічні одиниці (58 млн. км) по еліптичній орбіті з великимексцентриситетом е-0, 206; в перигелії відстань до Сонця складає 46млн.км., а в афелії 70 млн. км. Повний обліт навколо Сонця планетаздійснює за три земних місяця або за 88 діб зі швидкістю 47,9 км/сек.
Рухаючись по своєму шляху навколо Сонця, Меркурій разом з тим повертаєтьсянавколо своєї осі так, що до Сонця звернена завжди одна й таж йогополовина. Це означає, що на одній стороні Меркурія завжди день, а наіншій - ніч. У 60-х рр.. за допомогою радіолокаційних спостережень буловстановлено, що Меркурій обертається навколо осі в прямому напрямі (тобтояк і в орбітальному русі) із періодом 58,65 діб (відносно зірок).
Тривалість Сонячних діб на Меркурії складає 176 днів. Екваторнахилений до площини його орбіти на 7 °. Кутова швидкість осьового обертання
Меркурія складає 3/2 орбітального і відповідає кутової швидкості йогоруху в орбіті, коли планета знаходиться в перигелії. На підставі цьогоможна припустити, що швидкість обертання Меркурія обумовлена приливнимисилами з боку Сонця.
Атмосфера.
Меркурій, можливо, позбавлений атмосфери, хоча поляризаційні іспектральні спостереження вказують на наявність слабкої атмосфери. За допомогою
"Маринер-10" була встановлена присутність в Меркурія сильно розрядженоюгазової оболонки, що складається головним чином з гелію. Ця атмосфера полягаєв динамічній рівновазі: кожний атом гелію перебуває в ній близько 200днів, після чого покидає планету, його ж місце займає інша частинка зплазми сонячного вітру. Крім гелію, в атмосфері Меркурія знайденомізерну кількість водню. Його приблизно в 50 разів менше, ніж гелію.
Виявилося також, що Меркурій володіє слабким магнітним полем,напруженість якого складає всього 0,7% земного. Нахил осі диполя доосі обертання Меркурія 120 (в Землі 110)
Тиск в поверхні планети приблизно в 500 млрд. разів менше, ніж уповерхні Землі.
Температура.
Меркурій набагато ближче до Сонця, ніж Земля. Тому Сонце на ньомусвітить і гріє в 7 разів сильніше, ніж у нас. На денній стороні Меркуріястрашно пекуче, там вічне пекло. Вимірювання показують, що температура тампіднімається до 400о вище нуля. Зате на нічній стороні повинен бути завждисильний мороз, який, імовірно, доходить до 200О і навіть 250О нижче нуля.
Виходить так, що одна його половина - гаряча кам'яна пустеля, а іншаполовина - крижана пустеля, бути може, покрита замерзлими газами.
Поверхность.
З пролітний траєкторії космічного апарату "Маринер-10" в 1974 р.було сфотографовано понад 40% поверхні Меркурія з роздільною здатністю від 4 ммдо 100 м, що дозволило побачити Меркурій приблизно так само, як Місяць втемряві із Землі. Велика кількість кратерів - найбільш очевидна риса йогоповерхні, яку по-перше враженню можна уподібнити Місяці.
Дійсно, морфологія кратерів близька до місячної, їх ударнепоходження не викликає сумнівів: в більшості видно окреслений валсліди викидів роздробленого при ударі матеріалу із утворенням у рядівипадків характерних яскравих променів і полі вторинних кратерів. У багатьохкратерів помітна центральна гора і терасна структура внутрішньогосхилу. Цікаво, що такими особливостями володіють не лише практичновсі великі кратери діаметром понад 40-70 км, але й значно більшечисло кратерів менших розмірів, в межах 5-70 км (звичайно, мова тутйде про добре збережених кратерах). Ці особливості можна відвести як нарахунок більшої кінетичної енергії тіл, які випадали на поверхню, так і нарахунок самого матеріалу поверхні.
Ступінь ерозії і згладжування кратерів різна. У цілому меркуріанськийкратери в порівнянні з місячними менш глибокі, що також можна пояснитибільшої кінетичної енергією метеоритів через більше, ніж на Місяціприскорення сили тяжкості на Меркурії. Тому що утворить при ударі кратерефективніше заповнюється що викидається матеріалом. З цієї ж причинивторинні кратери розташовані ближче до центрального, ніж на Місяці, івідкладення роздробленого матеріалу у меншій мірі маскують первинніформи рельєфу. Самі вторинні кратери глибше місячних, що знову ж такипояснюється тим, що випадають на поверхню осколки випробовують більшеприскорення сили тяжіння.
Так само, як і на Місяці, можна залежно від рельєфу виділитипереважаючі нерівні "материкові" і значно більш гладкі "морські"райони. Останні переважно є улоговини, яких,проте, істотно менше, ніж на Місяці, їх розміри звичайно не перевищують 400 -
600 км. До того ж, деякі улоговини слабо помітні на тлі навколишньогорельєфу. Виключення складає згадувана обширна улоговина Каноріс
(Море Жари) протяжністю близько 1300 км, що нагадує відоме Море
Дощів на Місяці.
У переважної материковій частині поверхні Меркурія можна виділитияк сильно кратерізірованние райони, з найбільшим ступенем деградаціїкратерів, так і що займають великі території старі межкратерниеплоскогір'я, що свідчать про широко розвиненому стародавньому вулканізм. Ценайбільш стародавні збереглися форми рельєфу планети. Вирівняніповерхні улоговин, очевидно, покриті найбільш товстим шаромроздроблених порід - реголіта. Поряд з невеликим числом кратерів тутзустрічаються складчасті гребки, що нагадують місячні. Деякі зпримикають до улоговина рівнинних ділянок, ймовірно, утворилися привідкладень викинутого із них матеріалу. Разом з тим для більшостірівнин знайдені цілком певні свідоцтва їх вулканічногопоходження, однак це вулканізм більш пізнього часу, ніж намежкратерних плоскогір'ях. Уважне вивчення знаходить ще однуцікаву особливість, що проливають світло на історію формуванняпланети. Йдеться про характерні сліди тектонічної активності вглобальному масштабі у вигляді специфічних крутих уступів, або укосів -ескарпів. Ескарпи мають протяжність від 20-500 км і висоту схилів віддекількох сотень метрів до 1-2 км. По своїй морфології і геометріїрозташування на поверхні вони відрізняються від звичайних тектонічних розривіві скидів, що спостерігаються на Місяці й Марсі, і швидше утворилися за рахунокнасувів, нашарувань внаслідок напруги в поверхневому шарі, що виниклипри стисненні Меркурія. Про це свідчить горизонтальний зсув валівдеяких кратерів.
Деякі з ескарпів піддалися ударної бомбардуванні і частковозруйновані. Це означає, що вони утворилися раніше, ніж кратери на їхповерхні. За звуженні ерозії цих кратерів можна дійти висновку, щостискання кори відбувалося в період утворення "морів" близько 4 млрд. роківтому. Найбільш імовірною причиною стискання потрібно, мабуть, вважати початокохолодження Меркурія. Згідно іншому цікавому припущенням, висунутомурядом фахівців, альтернативним механізмом могутньої тектонічноїактивності планети в цей період могло бути приливної уповільнення обертанняпланети приблизно в 175 разів: від спочатку передбачуваного значення близько
8 годин до 58,6 діб.
Венера.
Загальні відомості.
Венера - друга по близькості до Сонця планета, майже такого ж розміру,як Земля, а її маса більше 80% земної маси. З цих причин Венеруіноді називають близнюком чи сестрою Землі. Однак поверхню і атмосферацих двох планет зовсім різні. На Землі є ріки, озера, океани іатмосфера, якої ми дихаємо. Венера - обжігающе гаряча планета з щільноюатмосферою, яка була б згубною для людини. Середня відстань від
Венери до Сонця 108,2 млн. км; воно практично постійне, оскільки орбіта
Венери ближче до кола, ніж наша планета. Венера отримує від Сонця вдва з гаком рази більше світла і тепла, ніж Земля. Тим не менше з тіньовоюсторони на Венері панує мороз більше 20 градусів нижче нуля, тому щосюди не потрапляють сонячні промені протягом дуже довгого часу. Планетамає дуже щільну, глибоку і дуже хмарну атмосферу, що не дозволяєнам побачити поверхню планети. Атмосферу (газову оболонку) відкрив М. В.
Ломоносов в 1761 році, що так само показало схожість Венери з Землею.
Супутників планета не має.
Рух.
Венера має майже кругову орбіту (ексцентриситет 0,007), яку вона обходить за 224,7 земних діб зі швидкістю 35 км/сек. на відстані 108,2 млн. км від Сонця. Поворот навколо осі Венера здійснює за 243 земних дня - максимальний час серед всіх планет. Навколо своєї осі Венера обертається у зворотний бік, тобто в напрямку, протилежному руху по орбіті. Таке повільне, і до того ж зворотне, обертання означає, що, якщо дивитися з Венери, Сонце сходить і заходить всього лише два рази за рік, оскільки венерианских добу рівні 117 земним. Вісь обертання Венери майже перпендикулярна до орбітальної площини (нахил 3 °), тому там відсутні сезони року - один день схожий на інший, має однакову тривалість і однакову погоду. Ця погодна однотипність ще більше посилюється специфічністю венерианских атмосфери - її сильним парниковим ефектом. Так само Венера, подібно Місяцю, має свої фази.
Температура.
Температура близько 750 К по всій поверхні і вдень, і вночі. Причинатакої високої температури на поверхні Венери - парниковий ефект:сонячні промені порівняно легко проходять крізь хмари її атмосфери інагрівають поверхню планети, але теплове інфрачервоне випромінювання самоїповерхні виходить крізь атмосферу назад у космос з великими труднощами.
На Землі, де кількість вуглекислого газу в атмосфері невелика, природнийпарниковий ефект підвищує глобальну температуру на 30 ° С, а на Венері жвін піднімає температуру ще на 400 ° С. Вивчаючи фізичні наслідкинайсильнішого парникового ефекту на Венері, ми добре уявляємо собі тірезультати, до яких може призвести нагромадження надлишків тепла на Землі,викликане зростаючою концентрацією вуглекислого газу в атмосфері черезспалювання викопного палива - вугілля і нафти.
У 1970 р. перший космічний корабель, який прибув на Венеру, зміг витриматистрашну спеку лише близько однієї години, але цього якраз вистачило, щобпослати на Землю дані про умови на поверхні.
Атмосфера.
Загадкова атмосфера Венери була центральним пунктом програмидосліджень за допомогою автоматичних апаратів за останні двадесятиліття. Найважливішими аспектами її досліджень були хімічний склад,вертикальна структура і динаміка повітряного середовища. Велика увагавідводилося хмарного покриву, що грає роль непереборного бар'єру дляпроникнення в глиб атмосфери електромагнітних хвиль оптичногодіапазону. При телевізійній зйомці Венери вдавалося отримати зображеннятільки хмарного покриву. Незрозумілими були надзвичайна сухість повітряноїсередовища і її феноменальний парниковий ефект, за рахунок якого фактичнатемпература поверхні і нижній шарів тропосфери виявилася більш ніж на
500 вище ефективної (рівноважної).
Атмосфера Венери дуже спекотна й суха, завдяки парникового ефекту.
Вона представляє собою щільне ковдру з вуглекислого газу, утримуєтепло, яке прийшло від Сонця. В результаті накопичується велика кількістьтеплової енергії. Тиск у поверхні 90 бар (як у земних морях наглибині 900 м). Космічні кораблі доводиться конструювати так, щобвони витримували нищівну, розчавлює силу атмосфери.
Атмосфера Венери складається в основному з вуглекислого газу (CO2) -97%,який здатний діяти як свого роду покривало, затримуючисонячне тепло, а також невеликої кількості азоту (N2) -2,0%, парів води
(H2O) -0,05% і кисню (О) -0,1%. У вигляді малих домішок виявлені солянакислота (HCl) і плавикова кислота (HF). Загальна кількість вуглекислого газуна Венері і Землі приблизно однакова. Тільки на Землі він пов'язаний восадових породах і частково поглинений водними масами океанів, на Венері жвесь він сконцентрований в атмосфері. Вдень поверхня планети висвітленарозсіяним сонячним світлом приблизно з такою інтенсивністю, як упохмурий день на Землі. Вночі на Венері відмічено багато блискавок.
Хмари Венери складаються з мікроскопічних краплин концентрованоїсірчаної кислоти (H2SO4). Верхній шар хмар віддалений від поверхні на 90км, температура там близько 200 К; нижній шар - на 30 км, температура близько
430 К. Ще нижче так спекотно, що хмар немає. Зрозуміло, на поверхні
Венери немає рідкої води. Атмосфера Венери на рівні верхнього шару хмарногообертається в тому ж напрямку, що і поверхня планети, але значношвидше, здійснюючи оборот за 4 доби; це явище називають суперротаціей, іпояснення йому поки не знайдено.
Поверхность.
Поверхня Венери покрита сотнями тисяч вулканів. Є декілька дужевеликих: висотою 3 км і шириною 500 км. Але більша частина вулканів має 2-3км у поперечнику і близько 100 м у висоту. Зіслання лави на Венері відбуваєтьсязначно довше, ніж на Землі. Венера занадто гаряча для того, щоб тамбули лід, дощі або бурі, тому там не відбувається істотнихатмосферних впливів (вивітрювання). А значить, вулкани і кратери майжене змінилися з тих пір, як вони утворилися мільйони років тому.
Венера покрита твердими породами. Під ними циркулюєрозпечена лава, що викликає напругу тонкого поверхневого шару. Лавапостійно викидається з отворів і розривів у твердих породах. Крімтого, вулкани весь час викидають струмені дрібних крапельок сірчаної кислоти. Удеяких місцях густа лава, поступово сочась, накопичується у виглядівеличезних калюж шириною до 25 км. В інших місцях величезні бульбашки лавиутворюють на поверхні купола, які потім опадають.
На поверхні Венери виявлена порода, багата калієм, ураном іторієм, що в земних умовах відповідаємот складом не первиннихвулканічних порід, а вторинних, що пройшли екзогенну переробку. Уінших місцях на поверхні залягає крупнощебенчатий і брилові матеріалтемних порід з щільністю 2,7-2,9 г/см і інші елементи, характерні длябазальтів. Таким чином, поверхневі породи Венери виявилися такими ж,як на Місяці, Меркурії і Марсі, ізлівшіміся магматичними породамиосновного складу.
Про внутрішню будову Венери відомо мало. Ймовірно, у неї єметалеве ядро, що займає 50% радіуса. Але магнітного поля у планетинемає внаслідок її дуже повільного обертання.
Венера аж ніяк не гостинний світ, як це коли - то передбачалося.
Зі своєю атмосферою з вуглекислого газу, хмар з сірчаної кислоти тастрашною спекою вона абсолютно не придатна для людини. Під вагою цієїінформації звалилися деякі надії: адже менш ніж 20 років тому багатовчені вважали Венеру більш обіцяє об'єктом для космічних досліджень
, Ніж Марс.
Земля.
Загальні відомості.
Земля - третя від Сонця планета Сонячної системи. За формою Земля близька до еліпсоїда, сплюсненого у полюсів і розтягнутого в екваторіальній зоні. Середній радіус Землі 6371,032 км, полярний - 6356,777 км, екваторіальний - 6378,160 км. Маса - 5,976 * 1024 кг. Середня щільність
Землі 5518 кг/мі. Площа поверхні Землі 510,2 млн. кмІ, з яких приблизно 70,8% припадає на Світовий океан. Його середня глибина близько 3,8 км, максимальна (Маріанська западина в Тихому океані) дорівнює 11,022 км; об'єм води 1370 млн. кмі, середня солоність 35 г/л. Суша становить відповідно 29,2% і утворює шість материків і острови. Він підіймається над рівнем моря в середньому на 875 м; найбільша висота (вершина Джомолунгма в Гімалаях) 8848 м. Гори займають понад 1/3 поверхні суші. Пустелі покривають близько 20% поверхні суші, савани і рідколісся - близько 20%, ліси - близько 30%, льодовики - понад 10%. Понад 10% суші зайнято під сільськогосподарськими угіддями.
У Землі є єдиний супутник - Місяць.
Завдяки своїм унікальним, мабуть, єдиним у Всесвіті природних умов, Земля стала місцем, де виникла й одержала розвиток органічна життя. За сучасними уявленнями космогонічними планета утворилася приблизно 4,6 - 4,7 млрд. років тому з захопленого тяжінням
Сонця протопланетної хмари. На утворення перших, найбільш древніх з вивчених гірських порід було потрібно 100-200 млн. років. Приблизно 3,5 млрд. років тому виникли умови, сприятливі для виникнення життя. Homo sapiens (Людина розумна) як вид з'явився приблизно півмільйона років тому, а формування сучасного типу людини відносять до часу відступу перший льодовика, тобто близько 40 тис. років тому.
Рух.
Подібно до інших планет вона рухається навколо Сонця по еліптичній орбіті, ексцентриситет якої 0,017. Відстань від Землі до Сонця в різних точках орбіти неоднакова. Середня ж відстань близько 149,6 млн. км. У процесі руху нашої планети навколо Сонця площина земного екватора переміщається паралельно самій собі таким чином, що в одних ділянках орбіти земна куля нахилений до Сонця своїм північним півкулею, а в інших - південним. Період обертання навколо Сонця становить 365,256 днів, при добовому обертанні - 23 ч. 56 хв. Вісь обертання Землі розташована під кутом в 66.5є до площини її руху навколо Сонця.
Атмосфера.
Атмосфера Землі складається на 78% з азоту і на 21% з кисню (іншихгазів в атмосфері дуже мало); це результат тривалої еволюції підвпливом геологічних, хімічних і біологічних процесів. Можливо,первинна атмосфера Землі була багата воднем, який потім зник.
Дегазація надр наповнила атмосферу вуглекислим газом та водяною парою. Але парсконденсувалася в океанах, а двоокис вуглецю виявилася зв'язаною вкарбонатних породах. Таким чином, в атмосфері залишився азот, а кисеньз'явився поступово в результаті життєдіяльності біосфери. Ще 600 млн.років тому вміст кисню в повітрі було раз на 100 нижче нинішнього.
Наша планета оточена великою атмосферою. Відповідно дотемпературою складом і фізичними властивостями атмосфери можна розділити нарізні верстви. Тропосфера - це область, що лежить між поверхнею Землі тависотою в 11 км. Це досить товстий і густий шар, що містить великучастина водяної пари, що знаходяться в повітрі. У ній мають місце майже всіатмосферні явища, які безпосередньо цікавлять жителів Землі. Утропосфері знаходяться хмари, атмосферні опади і т. д. Шар відокремлюєтропосферу від наступного атмосферного шару - стратосфери, називаєтьсяТропопауза. Це область дуже низьких температур.
Склад стратосфери такий же, як і тропосфери, але в ній виникає іконцентрується озон. Іоносфера, тобто іонізований шар повітря,утворюється як в тропосфері, так і в більш низьких шарах. Вона відображаєвисоко частотні радіохвилі.
Атмосферний тиск на рівні поверхні океану складає принормальних умовах приблизно 0,1 МПа. Вважають, що земна атмосферасильно змінилася в процесі еволюції: збагатилася киснем і набуласучасний складу в результаті тривалої взаємодії з гірськимипородами та за участю біосфери, тобто рослинних і тварин організмів.
Доказом того, що такі зміни справді відбулися, служать,наприклад, поклади кам'яного вугілля і потужні пласти відкладень карбонатів уосадових породах, вони містять величезну кількість вуглецю, якийраніше входив до складу земної атмосфери у вигляді вуглекислого газу і окисувуглецю. Вчені вважають, що давня атмосфера сталася через газоподібнихпродуктів вулканічних вивержень; про її склад судять за хімічниманалізу зразків газу, "замурованих" в порожнинах древніх гірських порід. Удосліджених зразках, вік яких приблизно 3,5 млрд. роківміститься приблизно 60% вуглекислого газу, а решта 40% --сполуки сірки, аміак, хлористий і фтористий водень. У невеликомукількості знайдені азот і інертні гази. Весь кисень був хімічнопов'язаним.
Для біологічних процесів на Землі величезне значення маєозоносфери - шар озону, що знаходиться на висоті від 12 до 50 км. Область вище
50-80 км називають іоносферою. Атоми і молекули в цьому шарі інтенсивноіонізуються під дією сонячної радіації, зокрема,ультрафіолетового випромінювання. Якщо б не озоновий шар, потоки випромінюваннядоходили б до поверхні Землі, роблячи руйнування в наявних тамживих організмах. Нарешті, на відстанях більше 1000 км газ настількирозріджене, що зіткнення між молекулами перестають відігравати істотнуроль, а атоми іонізовані більш ніж наполовину. На висоті близько 1,6 і
3,7 радіусів Землі знаходяться перший і другий радіаційні пояси.
Будова планети.
Основну роль у дослідженні внутрішньої будови Землі грають сейсмічні методи, засновані на дослідженні поширення в її товщі пружних хвиль (як поздовжніх, так і поперечних), що виникають при сейсмічні події - при природних землетрусах і в результаті вибухів. На підставі цих досліджень Землю умовно поділяють на три області: кору, мантію і ядро (у центрі). Зовнішній шар - кора - має середню товщину близько 35 км. Основні типи земної кори - континентальний
(материковий) і океанічний; в перехідній зоні від материка до океану розвинута кора проміжного типу. Товщина кори змінюється в досить широких межах: океанічна кора (з урахуванням шару води) має товщину близько 10 км, тоді як товщина материкової кори в десятки разів більше. Поверхневі відклади займають шар товщиною близько 2 км. Під ними знаходиться гранітний шар (на континентах його товщина 20 км), а нижче - приблизно 14-кілометровий
(і на континентах, і в океанах) базальтовий шар (нижня кора). Щільність в центрі Землі близько 12,5 г/смі. Середні щільності складають: 2,6 г/смі- біля поверхні Землі, 2,67 г/смі- у граніту, 2,85 г/смі- у базальту.
На глибину приблизно від 35 до 2885 км простягається мантія Землі, яку називають також силікатної оболонкою. Вона відокремлюється від кори різкою кордоном (так звана межа Мохоровіча), глибше якій швидкості як поздовжніх, так і поперечних пружних сейсмічних хвиль, а також механічна щільність стрибкоподібно зростають. Густині в мантії збільшуються в міру зростання глибини приблизно від 3,3 до 9,7 г/смі. У корі і (частково) в мантії розташовуються великі літосферні плити. Їх вікові переміщення не тільки визначають дрейф континентів, помітно впливає на вигляд Землі, але мають відношення і до розташування сейсмічних зон на планеті.
Ще одна виявлена сейсмічними методами кордон (кордон Гутенберга) - між мантією і зовнішнім ядром -- розташовується на глибині 2775 км. На ній швидкість поздовжніх хвиль падає від
13,6 км/с (в мантії) до 8,1 км/с (в ядрі), а швидкість поперечних хвиль зменшується від 7,3 км/с до нуля. Останнє означає, що зовнішнє ядро є рідким. За сучасними уявленнями зовнішнє ядро складається з сірки
(12%) і заліза (88%). Нарешті, на глибинах понад 5120 км сейсмічні методи виявляють наявність твердого внутрішнього ядра, на частку якого припадає 1,7% маси Землі. Імовірно, це залізо-нікелевий сплав
(80% Fe, 20% Ni).
Гравітаційне поле Землі з високою точністю описується законом всесвітнього тяжіння Ньютона. Прискорення вільного падіння над поверхнею
Землі визначається як гравітаційної, так і відцентрової силою, обумовленої обертанням Землі. Прискорення вільного падіння на поверхні планети складає 9,8 м/cІ.
Земля має також магнітним і електричним полями. Магнітне поле над поверхнею Землі складається з постійної (або змінюється досить повільно) і змінної частин; останню зазвичай відносять до варіацій магнітного поля. Головне магнітне поле має структуру, близьку до дипольний. Магнітний дипольний момент Землі, що дорівнює 7,98 T10 ^ 25 одиниць СГСМ, спрямований приблизно протилежно механічному, хоча в даний час магнітні полюси декілька зміщені по відношенню до географічних. Їхнє становище, втім, змінюється з часом, і хоча ці зміни досить повільні, за геологічні проміжки часу, за палеомагнітним даними, виявляються навіть магнітні інверсії, тобто звернення полярності.
Напруженості магнітного поля на північному та південному магнітних полюсах рівні відповідно 0 , 58 і 0,68 Е, а на геомагнітну екваторі - близько 0,4 Е.
Електричне поле над поверхнею Землі в середньому має напруженість близько 100 В/м і направлена вертикально вниз - це так зване поле ясної погоди, але це поле має значні (як періодичні, так і нерегулярні) варіації.
Місяць.
Місяць - природний супутник Землі і найближче до нас небесне тіло.
Середня відстань до Місяця - 384000 кілометрів, діаметр Місяця близько 3476 км.
Середня щільність Місяця складає 3,347 г/смі або близько 0,607 середньоїщільності Землі. Маса супутника 73 трильйони тонн. Прискорення сили тяжінняна поверхні Місяця 1,623 м/СІ.
Місяць рухається навколо Землі із середньою швидкістю 1,02 км/секпо приблизно еліптичній орбіті в тім же напрямку, у якомурухається переважна більшість інших тіл Сонячної системи, тобтопроти годинникової стрілки, якщо дивитися на орбіту Місяця з боку Північногополюса світу. Період звертання Місяця навколо Землі, так званийсидеричний місяць дорівнює 27,321661 середніх доби, але підданий невеликимколиванням і дуже малому віковому скороченню.
Не будучи захищена атмосферою, поверхня Місяця нагрівається вдень до
110 о С, а вночі остигає до -120 ° С, однак, як показали радіонаблюденія,ці величезні коливання температури проникають усередину лише на кількадециметрів унаслідок надзвичайно слабкої теплопровідності поверхневихшарів.
Рельєф місячної поверхні був в основному з'ясований у результатібагаторічних телескопічних спостережень. "Місячні моря", що займають близько 40
% Видимої поверхні Місяця, являють собою рівнинні низовини,пересічені тріщинами і невисокими звивистими валами; великих кратерів наморях порівняно мало. Багато морів оточені концентричними кільцевимихребтами. Інша, більш світла поверхня покрита численнимикратерами, кільцеподібними хребтами, борознами і так далі.
Марс.
Загальні відомості.
Марс - четверта планета Сонячної системи. Марс - від грецького
«Mas» - чоловіча сила - бог війни. За основними фізичними характеристиками
Марс належить до планет земної групи. По діаметру він майже вдвічі менше
Землі і Венери. Середня відстань від Сонця становить 1,52 а.е.
Екваторіальний радіус дорівнює 3380 км. Середня щільність планети - 3950кг/мі. Марс має два супутники - Фобос і Деймос.
Атмосфера.
Планета оповита газовою оболонкою - атмосферою, яка має меншущільність, ніж земна. Навіть в глибоких западинах Марса, де тискатмосфери найбільше, воно приблизно в 100 разів менше, ніж уповерхні Землі, а на рівні марсіанських гірських вершин - в 500-1000 разівменше. За складом вона нагадує атмосферу Венери і містить 95,3%вуглекислого газу з домішкою 2,7% азоту, 1,6% аргону, 0,07% окису вуглецю,
0,13% кисню і приблизно 0,03% водяної пари, зміст якогозмінюється, а також домішки неону, криптону, ксенону.
Середня температура на Марсі значно нижче, ніж на Землі близько
-40 ° С. При найбільш сприятливих умовах влітку на денній половиніпланети повітря прогрівається до 20 ° С - цілком прийнятна температура дляжителів Землі. Але зимової ночі мороз може досягати -125 ° С. Такі різкіперепади температури викликані тим, що розріджена атмосфера Марса нездатні довго утримувати тепло.
Над поверхнею планети часто дмуть сильні вітри, швидкість якихдоходить до 100 м/с. Мала сила тяжіння дозволяє навіть розрідженим потокамповітря піднімати величезні хмари пилу. Іноді досить великі області на
Марсі бувають охоплені грандіозними пиловими бурями. Глобальна пилова бурябушувала з вересня 1971 по січень 1972р., піднявши в атмосферу на висотубільше 10 км близько мільярда тонн пилу.
Водяного пари в атмосфері Марса зовсім небагато, але при низькихтиску і температурі він знаходиться в стані, близькому до насичення, ічасто збирається в хмари. Марсіанські хмари досить невиразні попорівнянні із земними, хоча мають різноманітні форми і види: пір'ясті,хвилясті, Підвітряні (поблизу великих гір, і під схилами великихкратерів, в місцях захищених від вітру). Над низинами, каньйонами, долинами
- І на дні кратерів у холодну пору доби часто стоять тумани.
Як показали знімки з американських посадкових станцій "Вікінг-1" і
"Вікінг-2" марсіанське небо в ясну погоду має рожевий колір, щопояснюється розсіюванням сонячного світла на порошинки і підсвічуванням димкипомаранчевої поверхнею планети. При відсутності хмар газова оболонка
Марса значно прозорішою, ніж земна, в тому числі і дляультрафіолетових променів, небезпечних для живих організмів.
Сезони.
Сонячна доба на Марсі тривають 24 год 39 хв. 35 с. Значний нахилекватора до площини орбіти призводить до того, що на одних ділянках орбітивисвітлюються і обігріваються Сонцем переважно північні широти Марса, наінших - південні, тобто відбувається зміна сезонів. Марсіанський рік триваєблизько 686,9 днів. Зміна пір року на Марсі відбувається так само, як на
Землі. Найяскравіше сезонні зміни проявляються в полярних областях. Узимовий час полярні шапки займають значну площу. Кордон північнійполярної шапки може віддалитися від полюса на третину відстані від екватора, амежа південної шапки долає половину цієї відстані. Така різницявикликана тим, що в північній півкулі зима наступає, коли Марс проходитьчерез перигелій своєї орбіти, а в південному - коли через афелій. Через цезима в південній півкулі холодніше, ніж у північному. Еліптичності марсіанськоїорбіти призводить до значних розбіжностей клімату північного та південногопівкуль: у середніх широтах зима холодніше, а літо тепліше, ніж у південних, алекоротше, ніж у північних .. Коли в північній півкулі Марса настає літо,північна полярна шапка швидко зменшується, але в цей час росте інша --біля південного полюса, де настає зима. Наприкінці XIX - початку XX століттявважали, що полярні шапки Марса - це льодовики і снігу. За сучаснимиданими, обидві полярні шапки планети - північна і південна - складаються з твердоїдвоокису вуглецю, тобто сухого льоду, що утворюється при замерзаннівуглекислого газу, що входить до складу марсіанської атмосфери, і з водяногольоду з домішкою мінеральної пилу.
Будова планети.
Внаслідок малої маси сила тяжіння на Марсі майже в три разинижче,ніж на Землі. В даний час структура гравітаційного поля Марсадетально вивчена. Вона вказує на невелике відхилення від однорідногорозподілу щільності в планеті. Ядро може мати радіус до половинирадіуса планети. Мабуть, воно складається з чистого заліза або зі сплаву
Fe-FeS (залізо-сульфід заліза) і, можливо, розчиненого в них водню.
Очевидно, ядро Марса частково або повністю перебуває в рідкомустані.
Марс повинен мати потужну кору товщиною 70-100 км. Між ядром і короюзнаходиться силікатна мантія, збагачена залізом. Червоні оксиди заліза,присутні в поверхневих породах, визначають колір планети. Зараз
Марс продовжує остигати.
Сейсмічна активність планети слабка.
Поверхность.
Поверхня Марса, на перший погляд, нагадує місячну. Однак наНасправді його рельєф відрізняється великою різноманітністю. Протягомдовгої геологічної історії Марса його поверхню змінювали виверженнявулканів і марсотрясенія. Глибокі шрами на обличчі бога війни залишилиметеорити, вітер, вода і льоди.
Поверхня планети складається як би з двох контрастних частин:стародавніх високогір'я, що покривають південну півкулю, і більш молодих рівнин,зосереджених в північних широтах. Крім того, виділяються два великихвулканічних району - Елізіум і Фарсіда. Різниця висот між гірськими ірівнинними областями досягає 6 км. Чому різні райони так сильновідрізняються один від одного до цих пір неясно. Можливо, такий розподіл пов'язаноз дуже давньою катастрофою - падінням на Марс великого астероїда.
Високогірна частина зберегла сліди активної метеоритного бомбардування,відбувалася близько 4 млрд. років тому. Метеоритний кратер покривають 2/3поверхні планети. На старих високогір'ях їх майже стільки ж, скільки на
Місяці. Але багато марсіанські кратери через вивітрювання встигли "втратитиформу ". Деякі з них, як видно, колись були розмиті потокамиводи. Північні рівнини виглядають зовсім інакше. 4 млрд. років тому на нихбуло безліч метеоритних кратерів, але потім катастрофічний подія, проякий уже згадувалося, стер їх з 1/3 поверхні планети і її рельєф уцієї області почав формуватися заново. Окремі метеорити падали туди іпізніше, але в цілому ударних кратерів на півночі мало.
Зовнішність цього півкулі визначила вулканічна діяльність.
Деякі з рівнин суцільно покриті древніми виверженими породами. Потокамирідкої лави розтікалися по поверхні, застигали, по них текли новіпотоки. Ці скам'янілі "річки" зосереджені навколо великих вулканів. Назакінченнях лавових мов спостерігаються структури, схожі на земніосадові породи. Ймовірно, коли розпечені вивержені масирозтоплювали шари підземного льоду, на поверхні Марса утворювалисядосить великі водойми, які поступово висихали. Взаємодіялави та підземного льоду призвело також до появи численних борозен ітріщин. На далеких від вулканів низинних областях північної півкулітягнуться піщані дюни. Про
