ЕКЗАМЕНАЦІЙНІ РЕФЕРАТ

ПО АСТРОНОМІЇ

на тему

"будові сонячної системи"

Виконала учениця 11-го класу

Середньої школи № 15

Самарського району

Урсатьева Надія

УЧИТЕЛЬ: Жидкова І.В.

САМАРА - 97

План.

1. Огляд сонячної системи с.3

2. Планети земної групи:

а) Меркурій. с.3б) Венера с.5в) Система Земля - Місяць с.7г) Марс с.11

3, Планети гіганти

а) Юпітер с.13б) Сатурн с.14в) Уран с.16г) Нептун с.16

4. Плутон с.17
5. Малі планети (Астероїди) с.18
6. Метеорити - Вісники космосу с.19
7. Комети с.20
8. Список літератури с.22

Сонячна система являє собою групу небесних тіл, вельмирізних за своїми розмірами і фізичній будові. До цієї групи входять:
Сонце, Дев'ять великих планет, разом з 61 супутником, більше 100000 планет
(астероїдів), порядку десяти комет, а також незліченна кількістьметеорних тел рухомих як роями так і у вигляді окремих частинок.

Всі ці тіла об'єднані в одну систему завдяки силі тяжінняцентрального тіла - Сонця. Маса сонця приблизно в 750 разівперевершує масу всіх інших тіл, що входять в цю систему.
Гравітаційне тяжіння зірки є головною силою, що визначаєрух усіх обертаються навколо нього тіл Сонячної системи. Середнєвідстань від сонця до самої далекої від нього планети Плутон 39,5 а.е., щодуже мало в порівнянні з відстанню до найближчих зірок. Тільки деякікомети віддаляються від сонця на 105 а.е. і піддаються впливупритягання зірок.

У Сонячній системі спостерігається величезний діапазон мас, особливе якщоврахувати наявність в міжпланетному просторі космічного пилу. Відмінність вмасах між сонцем і який-небудь пилинкою у тисячну частку міліграмастановитиме близько 40 порядків (інакше кажучи, відношення їх мас будевиражатися числом з 40 нулями .).

При ознайомленні з планетами впадає в око різкий поділ їх надві групи як за масою і іншим фізичним ознаками, так і завідстаней від сонця ці групи: планети гіганти і планети земної групи.
До першої групи належать Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун і Плутон, до другої
- Меркурій, Венера, Земля і Марс.

Меркурій.

Меркурій, Найближча до Сонця планета Сонячної системи, була дляастрономів тривалий час повної загадкою не був точно відомий період їїобертання навколо осі. З - за відсутності супутників не була точно відомамаса. Близькість до сонця заважала проводити спостереження поверхонь. У тойчас як спектри планети говорили про відсутність у неї атмосфери, деякіспостерігачі помічали часом якісь "тумани", приховували конфігураціютемних і світлих плям, насилу спостерігаються на його диску.
Поляриметричними спостереження О. Дольфюсу в 1950 році далі вказівки нанаявність дуже слабкої атмосфери, в 300 разів розріджені земний. Але повноївпевненості в цьому не було. Тільки в 1965 році, завдяки застосуваннюрадіолокації було виміряно період обертання Меркурія навколо осі, що виявивсярівним 58,65 доби,тобто ровно2/3 періоди обертання навколо сонця. Ще в 1882 році Дж.
Скіапареллі з візуальних спостережень зробив висновок, що Меркурій,розташований на відстані 58000000 кілометрів від сонця повний оборотнавколо нього робить за 88 діб. Звідси був зроблений висновок, що сонячнідобу на Меркурії тривають 176 днів.
Вісь обертання Меркурія виявилася майже перпендикулярної до площини йогоорбіти.

Відбивна здатність Меркурія (альбедо) дуже мала - близько 0.07
. Як показали радіонаблюденія, температура соняшникового точки планети
(тобто в пункті де сонце знаходиться в зеніті) досягає 620 К. Температуранічного півкулі Меркурія близько 110 К.
За допомогою радіонаблюденій вдалося визначити теплові властивості зовнішньогопокриву планети, які виявилися близькими до властивостей тонко роздробленихпорід і місячного регаліта. Причиною такого стану порід є, по -Мабуть, безперервні ударів дрібних метеоритів, майже не послаблює вельмирозрядженою атмосферою Меркурія.

Фотографування поверхні Меркурія Американським космічнимапаратом "Маринер 10" в 1974 -1975 роках показала, що по виду планетанагадує Місяць. Поверхня покрита кратерами різних розмірів, причому їхрозподіл за величиною діаметра аналогічно розподілу кратерів Місяця.
Це говорить про те, що вони теж утворилися в результаті інтенсивногометеоритного бомбардування мільярди років тому на перших етапах еволюціїпланети. Зустрічаються кратери зі світлими променями, з центральними горами ібез них, з темним і світлим дном, з різкими контурами валів (молоді) танапівзруйновані (древні). Виявлено долини, що нагадують відомудолину Альп на Місяці, гладенькі округлі рівнини, що одержали назвибасейнів (найбільші з них - Калоріс - має діаметр 1300 км.), а такожкруті уступи висотою до декількох кілометрів.

Наявність темної речовини в басейнах і заповнених лавою кратерахсвідчить, що в початковий період початкової історії планета зазналасильне внутрішнє розігрівання, за яким послідувала один або кількаепох інтенсивного вулканізму.

Атмосфера Меркурія дуже розряджена в порівнянні земною атмосферою. Заданими отриманими за допомогою "Марінеро10", її густина не перевершуєщільність Земної атмосфери на висоті 620 км. У складі атмосфери виявленоневелика кількість водню, гелію і кисню, присутні і деякіінертні гази,наприклад аргон і неон. Такі гази могли виділиться в результаті розпадурадіоактивних елементів, що входять до складу грунту планети. Виявленослабке магнітне поле, напруженість якого менше, ніж у Землі, і більшеніж у Марса. Міжпланетний магнітне поле, взаємодіючи з ядром Меркурія,може створювати в ньому електричні струми. Ці струми, а також переміщеннязарядів в іоносфері, яка в Меркурія слабкіше в порівнянні з Земної,можуть підтримувати магнітне поле планети. Взаємодіючи з сонячнимвітром, воно створює магнітосферу. Середня густина Меркурія значновище місячної (5,45 г/см3), тобто Майже дорівнює середньої щільності Землі.
Висловлюється гіпотеза про те, що Меркурій має потужну силікатна оболонку
(500 - 600 км), а що залишилися 50% обсягу займає железонікелевое ядро. УЗагалом діаметр планети становить 4 879 км. Життя на Меркурії через дужевисокої денної температури і відсутності рідкої води не може існувати.

Венера.

Венера, як і Меркурій, розкрилася перед нами в основному заостанні 30 років. Тривалий час ми не знали ні тиску атмосфери уповерхні планети ні їїрадіусу. Астрономічні спостереження давали лише радіус хмарного шару,навколишнього планету в межах від 6100 до 6200 км. Перше впевненевизначення діаметра планети було зроблено в 1965 році зрадіоастрономічних спостережень за допомогою радіоінтерферометрії Оуеіс Веллірадянським вченим А.Д. Кузьміним і Американським вченим Б.Дж. Кларком.
Кузьмін і Кларк отримали значення 12114 км.
Потім пішла велика серія радіолакаціонних вимірювань в СРСР і США,в ході яких діаметр Венери все уточнювався. Остаточне його значення
12100 км. (95% діаметра Землі). Маса Венери була уточнена прольотах мимопланети американських космічних апаратів "Мерінер 2", "Мерінер 5" і
"Мерінер 10". Вона становить 1:408400 маси сонця або 81,5% маси Землі помасою і розмірами була уточнена середня щільність Венери, 5,2 гр/см3визначено прискорення сили тяжіння на поверхні 8,9 м/с 2 (91% земної).
Середня відстань від Сонця до Венери 108 млн. Км. Період обертання навколонього 225 діб. Під час нижніх з'єднань може наближатися до Землі до 40млн. Км., тобто ближче будь-якої іншої великої планети сонячної системи.
Орбітальний період (від одного нижнього з'єднання до іншого) дорівнює 584добі. Найкращі умови видимості Венери припадає на період елонгації;хоча кутова відстань Венери від Сонця не перевищує 48 градусів,внаслідок чого її видно або після заходу Сонця (вечірня зірка), абонезадовго до його сходу (ранкова зірка), Венера - найяскравіше світилона небі після сонця і Місяця - була відома людям ще з глибокої давнини.
Період обертання Венери довго не вдавалося визначити через щільнуатмосфери й хмари шару, що огортає цю планету. Тільки за допомогоюрадіолокації буловстановлено, що він дорівнює 243,2 діб, причому Венера обертається в зворотнусторону в порівнянні з Землею й іншими планетами. Нахил осі обертання
Венери до площини її орбіти дорівнює майже 87 градусів. Из - за незвичайногопоєднання напрямів і періодів обертання і обертання навколо Сонця змінадня і ночі на Венері відбувається за 117 діб, тому день і ніч тампродовжуються по 58,5 діб.
Існування атмосфери Венери було виявлено в 1761 році М.В. Ломоносовимпри спостереженнях проходження її по диску Сонця. У ХХ столітті з допомогоюспектральних досліджень в атмосфері Венери знайдений вуглекислий газ, якийвиявився основним газом її атмосфери. За даними радянських міжпланетнихстанцій серії "Венера", на частку вуглекислого газу припадає 96,5% усьогоскладу атмосфери Венери. До неї входить також близько 3% азоту і невеликікількості інертних газів, кисню, окису вуглецю, хлороводню іфтороводень. Крім того, в її атмосфері міститься біля 0,1% водяноїпара. Вуглекислий газ і водяна пара створюють в атмосфері Венери парниковийефект, який призводить до сильного розігрівання поверхні планети. Причинацього полягає в тому, що обидва газу інтенсивно поглинають інфрачервоні
(теплові) промені, що випускаються нагрітої поверхнею Венери. Температура їїблизько 500о С.

Хмарний шар Венери, що ховає від нас її поверхню яквстановлено автоматичними станціями, розташований на висотах 49 - 68 км надповерхнею, по щільності нагадують легкий туман. Але більшапротяжність хмарного шару робить його непрозорим для земногоспостерігача. З чого ж складається венерианских хмари?
Первісне припущення про їх водному складі (тобто про подібність їхземним хмар) довелося відкинути, оскільки за даними поляризаційнихспостережень їх показник заломлення дорівнює 1,44, а біля води і льоду він дорівнює
1,31 - 1,33. У 1972 -1973 роках американський вчений Г. Стілл та англійськаучений Е. Янг незалежно один від одного за даними спектральних та іншихдосліджень встановили, що хмари складаються з крапельок водного розчинусірчаної кислоти. Освітленість на поверхні в денний час подібна земнійв сірий похмурий день.

З космосу хмари Венери виглядають як система смуг, розташованихзвичайно паралельно екватора планети, однак часом вони утворюють деталі,які були помічені ще з Землі, що й дозволило встановити приблизно 4 --добовий період обертання хмарного шару. Це 4-добове обертання планети зшвидкістю 100 м/с.
Атмосферний тиск біля поверхні Венери складає близько 9 МПа, ащільність майже в 70 разів перевершує щільність земної атмосфери. Кількістьвуглекислого газу в атмосфері Венери в 400 тис. раз більше, ніж у земнійатмосфері (вуглекислий газ є переважаючим в атмосфері Венери довисоти 150 км.) Причиною цього, ймовірно є інтенсивна в минуломувулканічна діяльність, а крім того, відсутність на Венері двохосновних поглиначів вуглекислого газу - океану з його планктоном ірослинності. Самі верхні шари атмосфери Венери складаються майже цілкомз водню.
Радіолокація та дослідження за допомогою космічних апаратів дозволилививчитиневидимий з-за хмар рельєф Венери. На поверхні планети виявленіобширні плоскі рівнини і плато, що охоплюють більше 85% її поверхні, іменш поширені гірські райони. Найбільша висота гір Венеридосягає 12 км, але такі вершини зустрічаються рідко. Міжпланетні станціїсерії "Венера" і американська станція "Піонер - Венера" дозволиливиявити багато кратерів діаметром від 10 до 300 км, але сильно згладжених іплоских. Виявлені також вулкани і вулканічні кальдери. Поверхня
Венери в цілому більш гладка ніж поверхню Місяця. На фотографіяхповерхні Венери, переданих спусковий апарат серії "Венера", виднокам'янисті пустелі з характерними скельними утвореннями. На знімку з
"Венери - 9" видно свіжа осип каменів. Зовнішній вигляд каміння та їх аналіз здопомогою гамма - спектрометра говорять про їх магматичної походження. Які Меркурій, Венера Супутників не має.

Земля.

Земля - це третя за віддаленості від Сонця планета. Вона рухаєтьсянавколо Сонця по еліптичній орбіті, велика піввісь котрої, (тобтосередня відстань між центрами Землі і Сонця) в астрономії прийнята вЯк одиниця довжини (астрономічна одиниця) для вимірювання відстанейміж небесними тілами в межах Сонячної системи. Відстань від Землі до
Сонця в різних точках орбіти неоднакова, в перигелії (3 січня) воноприблизно на 2,5 млн.км. менше, а в афеміі (3 липня) - на стільки жбільше середньої відстані, що становить 149,6 млн.км.

У процесі руху нашої планети по орбіті (зі швидкістю близько 30км/год) навколо сонця площину земного екватора, нахилена до площиниорбіти на кут 23О27 ', переміщується паралельно самій собі таким чином,що в одних ділянках орбіти земна куля нахилений до сонця своїм Північнимпівкулею, а в інших - Південним. Згідно з сучасними космогонічнимиподанням, Земля утворилася 4,6 млрд. Років тому шляхом гравітаційноїконденсації з розсіяного в околосолнечном просторі газопиловогоречовини, що містив всі відомі в природі хімічні елементи.
Більшу частину поверхні Землі займає Світовий океан (361 млн км2 або
71%) суходіл складає 149 млн км2 (29%). Середня глибина Світового океану -
3900 м. Існування осадових порід, вік яких (за данимирадіоізотопного аналізу) перевершує 3,7 млрд.лет, є доказоміснування на земній кулі великих водойм вже в ту далеку епоху. Насучасних континентах найбільш поширені рівнини, головним чиномниці, а гори - особливо високі займають незначну частинуповерхні планети, так само як і глибоко водні западини на дні океанів.
Форма Землі, як відомо, близька до кулястої, при детальнихвимірах виявляється дуже складною, навіть якщо змалювати її рівноюповерхнею океану (не спотвореного приливами, вітрами і течіями) іумовним продовженням цієї поверхні під континенти. Нерівностіпідтримуються нерівномірним розподілом маси в надрах Землі. Такаповерхня була названа геоїд. Геоїд (з точністю порядку сотень метрів)збігається з еліпсоїдом обертання, екваторіальний радіус якого 6378,140км, а полярний радіус на 21,385 км менше екваторіального, тобто 6356,755км. Різниця цих радіусів виникла за рахунок відцентрової сили, створюваноїдобовим обертанням Землі.
Добове обертання земної кулі відбувається з практично постійною кутовоюшвидкістю з періодом 23 год 56 хв. 4,1 с. Тобто за одну добу більше, ніжсонячних. Ось добового обертання Землі спрямована своїм кінцем (північним)приблизно на зірку альфа Малої Ведмедиці, Яка тому називається
Полярній зіркою.
Одна з особливостей Землі як планети - її магнітне поле, завдякиз яким ми можемо користуватися компасом. Під дією вихідного від сонцятечії плазми (сонячного вітру) магнітне поле Землі спотворюється інабуває шлейф в напрямку від сонця, який тягнеться на сотнітисяч кілометрів.
Наша планета оточена великою атмосферою. Основними газами, що входять доскладу нижніх шарів атмосфери Землі є азот (78%), кисень (
21%) і аргон (1%). Інших газів в атмосфері планети дуже мало, наприкладвуглекислого газу близько 0,03%.
Атмосферний тиск на рівні поверхні океану складає за нормальнихумовах приблизно 0,1 МПа. Вважають, що земна атмосфера сильнозмінилася в процесі еволюції: збагатилася киснем і набуласучасний склад в результаті тривалого хімічної взаємодії згірськими породами та за участю біосфери, тобто рослинних і живихорганізмів.

Маса Землі була знайдена з експериментальних вимірювань фізичноїпостійної тяжіння і прискорення сили тяжіння (на екваторі прискорення силитяжкості дорівнює 9,8 м/с 2). Для маси Землі отримано значення 6 х 10 24 кг,що відповідає середній щільності речовини 5,51 г/м2. Визначено, щосередня щільність мінералів на поверхні Землі приблизно вдвічіменше середньої щільності Землі. З цього випливає, що густина речовини вцентральних частинах планети вищесередньої для всієї Землі. Отриманий зспостережень момент інерції Землі, що сильно залежить від розподілущільності речовини уздовж радіуса планети, свідчить так-же прозн?? ве збільшення щільності від поверхні до центру.

Потік тепла з надр, різний в різних ділянках поверхні Землі,в середньому близький до 1,6 х 10-6 кал х см-2 х с-1, що відповідаєсумарним виходу енергії 1028 ерг на рік.

Ми живемо на дні повітряного океану - атмосфери. Стовп повітря над однимквадратним сантиметром земної поверхні має масу 1 кг, а маса всієїатмосфери дорівнює 5,16 х 1021 Фізичні властивості атмосфери змінюються якпо вертикалі так і по горизонталі. Змінюється від місця до місця і з висотою
- Температура, тиск, щільність, склад і електричні властивостіповітря, швидкість і напрям вітру і т.п.

Особливо істотно властивості атмосфери змінюються з висотою, Тому,грунтуючись на характері зміни тих чи інших параметрів атмосфери звисотою, її ділять на концентричні шари По складу атмосферу ділять нагомосферу і гетеросферу. При розгляді електричних властивостей атмосферивиділяють іоносферу - шар, в якому повітря сильно іонізована. Найбільшпоширене поділ атмосфери за характером зміни температури звисотою. При цьому виділяють тропосферу, стратосферу, мезосферу і термосферу
(Рис.2 .).

Перехідні області між цими шарами називаються відповіднотропопаузою, стратопаузой і мезопауза.

Тропосфера - це прилегла до земноїповерхні область, в якій температурабільш-менш рівномірно зменшуєтьсяз висотою. Середня швидкість паленья температурив тропосфері складає 6,5 О на 1 км.
Верхньою межею тропосфери є Тропопаузатовщиною в середньому 1 -2 км.

У тропосфері укладено понад 80% масиатмосфери і практично весь водяний пар. У нійпротікають фізичні процеси які, обумовлюютьту чи іншу погоду. У тропосфері здійснюється всеперетворення водяної пари. У ній утворюються хмариі формуються опади. Температура в тропосфері сильнозмінюється від місця до місця і в часі. Однак вона майжезавжди зменшується при русі від екватора до полюсів.

стратосферу характеризується сталістю або зростанням температури звисотою та виключної сухістю повітря. Верхня межа стратосфери --стратопауза - розташована в середньому на висотах 50-55 км. Температуразалишається більш-менш постійній з висотою лише в нижній частиністратосфери. Вище 25 км 0-10 градусів Цельсія. Не дивлячись на сухість повітря,у високих широтах на висоті 22-27 км іноді виникають дуже тонкіперламутрові хмари. Їх можна помітити лише в сутінки коли вони освітленісонцем, що знаходяться під горизонтом. Погоди у загальноприйнятому розумінні встратосфері немає.

Мезосфера - шар, що лежить над стратосферою і характеризуєтьсяпадінням температури з висотою. Верхня межа мезосфери - мезопаузазбігається з мінімум температури і розташована на висоті близько 85 км. Черезпадіння температури з висотою в мезосфері можливі конвективні руху.
На реальність таких рухів вказує наявність сріблястих хмар, якііноді спостерігаються під метопаузой. Вони, як і перламутрові дуже тонкі івидно лише після заходу Сонця.

термосферу лежить над мезопауза. Температура в ній швидко зростає від -
90ОС на висоті близько 90 км. До +1000 - 2000ОС на висоті 400 км. Вище 400 кмтемпература майже не змінюється з висотою. Температура і густина повітрядуже сильно залежать від часу доби і року. З висотою залежністьзбільшується. За допомогою штучних супутників було встановлено, щощільність повітря вдень більше, ніж вночі: на висоті 200 км. У 1,5 - 2 рази,на висоті 600 км у 6-8 разів. Це пояснюється різким зростанням температуритермосферу від ночі до дня. Температура і густина повітря в термосферусильно залежать від сонячної активності. У роки максимуму її температура іщільність значно вище, ніж у роки мінімуму.

На основі всього комплексу сучасних наукових даних побудована модельвнутрішньої будови Землі. Тверду оболонку земної кулі називаютьлітосферою. Верхній шар літосфери - це земна кора, мінерали якоїскладаються переважно з оксидів кремнію і алюмінію, оксидів заліза ілужних металів. Земна кора має нерівномірне товщину: 35-65 км наконтинентах і 6-8 під дном океанів. Верхній шар земної кори складається зосадових порід, нижній - з базальтів. Між ними знаходиться шар гранітів,характерний тільки для континентальної кори. Під корою розташована мантія,що має інший хімічний склад і велику щільність. Кордон між корою імантією називається поверхнею Мохоровіча, В ній стрибкоподібнозбільшується швидкість поширення сейсмічних хвиль.

На глибині 120 -150 км під материками і 60 - 4 - км. Під океанамизалягає шар мантії, званий астеносферою. Тут речовина знаходиться вблизькому до плавлення стані, в'язкість його сильно знижена. Нижчеастеносфери, починаючи з глибини близько 410 км. "Упаковка" атомів в кристалахмінералів ущільнена під впливом великого тиску. Різкий перехідвиявлений сейсмічними методами досліджень на глибині близько 2920 км.
Вище цієї позначки щільність речовини складає 5560 кг/м3, а нижче її 10080кг/м3
Тут починається Земне ядро, або точніше зовнішнє ядро, так, як у йогоцентрі знаходиться ще одне - внутрішнє ядро, радіус якого 1250 км.
Зовнішнє ядро, очевидно знаходиться в рідкому стані, з яким пов'язуютьпоходження магнітного поля; внутрішнє ядро, очевидно, тверде. Унижньої межі мантії тиск сягає 130 ГПа, температура там не вище
5000 К. У центрі Землі температура, можливо піднімається до 10000 К.
Місяць - найближче до Землі небесне тіло, природний супутник нашої планети.
Вона обертається навколо Землі на відстані близько 400 тис. Км. тобто усього 30поперечників земної кулі. Діаметр Місяця лише в 4 рази менше Земної, віндорівнює 3476 км. На відміну від стислій біля полюсів Землі, Місяць за формою набагатоближче до правильного кулі. Темний куля Місяця видно на небосхилі лишезавдяки відбитого світла. Зовнішній вигляд Місяця залежить від взаємногорозташування Сонця, Землі і Місяця. За 29,5 доби - період повернення Місяцяв початкове положення відносно Землі і Сонця - він зазнаєповний цикл змін - зміну місячних фаз.
Якщо дивитися з боку Північного полюса, Місяць, як і всі планети ісупутники Сонячної системи, обертається навколо Землі в напрямку протигодинникової стрілки. За один оборот навколо Землі вона витрачає 27,3 діб.
Час одного обороту її навколо осі. Тому Місяць постійно повернена до
Землі однією і тією ж стороною. Припускають, що в ранні періоди своєїісторії Місяць оберталася навколо осі трохи швидше і, отже,поверталася до Землі різними частинами своєї поверхні. Але з-за близькостімасивної Землі у твердому тілі Місяця виникали значні приливні хвилі.
Вони діяли на швидко обертається Місяць. Процес гальмування тривавдо тих пір, поки вона не виявилася постійно оберненою до Землі тільки однієїстороною. У цілому з Землі можна побачити 59% місячної поверхні.
Перша карта зворотного боку Місяця і перший повний місячний глобус булискладені вже в ХХ ст радянськими астрономами: 7 жовтня 1959 радянськаміжпланетна станція "Луна - 3", здійснивши обліт Місяця, сфотографувала їїзворотний бік. Це були перші телефотографом, передані зкосмічного простору. За пропозицією радянських астрономів
Міжнародний астрономічний союз помістив на першу карту зворотногобоку Місяця 18 назв знову відкритих утворень. З'явилися на Місяці Море
Москви, кратери Герц, Курчатов, Ломоносов, Максвелл, Менделєєв, Попов,
Складовської - Кюрі, Ціолковський та ін
Космічні польоти до Місяця зумовили бурхливий розвиток досліджень в областігеології, геохімії і геофізики цього небесного тіла. Місяць стала одним зтих небесних тіл, вивчення якої допомагає вченим краще зрозумітиособливості будова планети Земля, на якій ми живемо. 20 червня 1969
На Місяць вперше висадився чоловік.

Що ж являє собою наш супутник? У надрах Місяця виділяють різні завластивостям ядро, мантію і кору. У мантії Місяця залягають вогнища місяцетрясіння,частота яких регулярно змінюється залежно від положення Місяця наорбіті по відношенню до Землі. Місяць повністю позбавлена води; назви "моря",
"Миси", "затоки" зберігаються на місячних картах тільки за традицією. Місячніморя зовсім сухі і являють собою великі, залиті колисьбазальтової лавою, низини. Про це говорять що піднімаються місцями середморів гребені кільцевих валів - сліди кратерів, похованих під лавовимипотоками. Місячні моря вкраплені в материки, які складені гірськимипородами, що зазнав довгу і складну еволюцію.
В окремих місцях місячної поверхні спостерігаються короткочасні закінченнягазів. Проте Місяць у цілому позбавлена атмосфери, і вітри, які руйнуютьгірські породи на Землі, на Місяці відсутні. Разом з тим із-за відсутностіатмосфери незліченні сліди місячної поверхні залишають метеорити.
Тому Вся її поверхню на кілька метрів вглиб, немов ватнимковдрою, вкрита шаром дрібного роздробленого речовини, що утворює як бизлежалася губчату масу - реголіт.
Реголіт служить прекрасним термоизолятор. Взагалі коливання температури наповерхні Місяця дуже великі. На екваторі вони складають + 130ОС в місячнийОпівдні, до - 170 ОС вночі. Однак завдяки шару реголіта зазначеніперепади температур поширюються до глибини всього в декілька десятківсантиметрів. Нижче температура місячних порід залишається постійною.
Маса Місяця всього в 81,3 рази менша за масу Землі і дорівнює 7,25 х 1025 Цеставить Місяць на особливе місце серед усіх супутників інших планет,які менше за своїх господарів по крайней мере в тисячі разів. У наслідку цьоговчені схильні розглядати систему Земля-Місяць як унікальну "подвійнупланету ".
Середня щільність Місяця становить 3,34 г/см3, а сила тяжіння наповерхні Місяця в 6 разів менше, ніж на Землі, тобто 1,62 м/с 2. Спеціальніастрологічні дослідження показали, що в Місяця немає природнихсупутників

Марс

Марс - четверта за відстанню від Сонця планета Сонячної системи, орбітаякого віддалена від сонця на 227 млн.км, Планета періодично підходить до
Землі на відстань до 57 млн.км, значно ближче, ніж будь-яка з великихпланет, крім Венери, За діаметром Марс майже вдвічі менше Землі і Венери
(6749км).
Марс оповитий газовою оболонкою - атмосферою, яка має меншу щільністьніж земна. Навіть в глибоких западинах Марса, де тиск атмосферинайбільше, воно приблизно в 100 разів менше, ніж у поверхні земноїкулі, а на рівні марсіанських гірських вершин у 500 -1000 разів менше. Тим неменше в атмосфері Марса спостерігаються хмари і постійно присутні більшеабо менш щільний серпанок із дрібних часток пилу і з кристалів льоду. Якпоказали знімки з американських автоматичних 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. За хімічним складом марсіанськаатмосфера відрізняється від земної і містить 95,3% вуглекислого газу здомішкою 2,7% азоту, 7,6% аргону, 0,07% окису вуглецю, всього лише 0,13%кисню і приблизно 0,03% водяної пари, зміст якогозмінюється, а також домішки неону, кріптоід ксенону. При відсутності хмаргазова оболонка Марса значно прозорішою, ніж земна, в тому числі ідля ультрафіолетових променів, небезпечних для живих організмів.
Швидкість руху Марса по орбіті 24 км. У секунду. Повний оборот навколосонця він завершує за 687 земних діб - марсіанський рік майже в два разидовше земного. Сонячна доба на Марсі тривають 24 години 37 хвилин 22секунди - всього на 38 хвилин довше земного. Маса планети майже в 10 разівменше земної, тому сила тяжіння на Марсі в 2,5 рази (3,7 м/с 2) менше,ніж на Землі. Значний нахил екватора до площини орбіти (25,2 О)призводить до того, що на одних ділянках орбіти висвітлюються і обігріваються
Сонцем переважно північні широти Марса, а на інших - південні, тобтовідбувається зміна сезонів, еліптичності марсіанської орбіти призводить дозначних розбіжностей клімату північної та південної півкуль: у середніхпівденних широтах зима холодніше, а літо тепліше, але коротше, ніж у північних.

Температурні умови на Марсі суворі з точки зору жителя Землі.
Найбільш висока температура на поверхні 290 К в так званійсоняшниковій точці; найнижча - в полярних районах, де в зимовийсезон вона тримається на позначці близько 150 К. Отримані з спостереженьвідомості про температуру стали ключем до пояснення природи полярних шапок,які при спостереженнях в телескоп видно як світлі, майже білі плямибіля полюсів планети. 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 Х IХ початку ХХ століття,вважали, що полярні шапки Марса - це льодовики і снігу. За сучаснимиданими, обидві полярні шапки Марса - північна і південна - складаються з водяногольоду з домішкою мінеральної пилу і з твердої двоокису вуглецю, тобтосухого льоду, що утворюється при замерзанні вуглекислого газу, що входитьдо складу марсіанської атмосфери. У 1975 році на основі матеріалівтелевізійної зйомки всій поверхні планети з космічних апаратів буласкладена карта деталей марсіанського рельєфу, багато з яких отрималиназви (кратери Ломоносов, Корольов і т.д.) Задача пошуків життя на Марсібула однією з основних в американській програмі "Вікінг" (посадка на Марсів 1976 році і одночасно спостереження з орбітальних апаратів).
Однак виявити які - або сліди життя не вдалося, Не виявилося взразках грунту та органічних сполук. Були проведені дослідженняелементів, що перебувають у марсіанському грунті. Знайдено близьку подібністьхімічного складу зразків у двох взаємно віддалених місцях посадки. Удосліджених зразках виявлено великий вміст окислів кремнію ізаліза. Вміст сірки (ймовірно, у вигляді сульфатів) у десятки разів більшеніж в земній корі.

На знімках Марса знайдені сліди як ударно - метеоритного, так івулканічної активності, сліди багатьох процесів вивітрювання поверхні,переміщення й відкладення наносів. На деяких ділянках виявлено гірськіхребти, вулканічні конуси і Куполг. Зустрічаються також хаотичнінагромадження кам'яних уламків. Є на Марсі і гори, щодовулканічної природи яких немає жодних сумнівів. Найбільша з них --гора Сніги Олімпу заввишки близько 27 км (ж найвища вершина Землі Еверестне досягає 9 км).
Коли в 1971 році на Марсі бушувала сильна пилова буря, то конус
"Снігова Олімпу височів над пилової пеленою.

Рідкою води на Марсі немає. При фізичних умовах, які існуютьна цій планеті, вода на її поверхні може знаходиться тільки в твердомустані - у вигляді снігу, льоду або інею. Деякі вчені вважають також,що під поверхнею Марса є шар вічної мерзлоти.

Супутники Марса - Фобос (страх) і Деймос (жах). Ще І. Кеплер,знаменитий сучасник Галілея, вирішивши розшифрувати анаграма останнього:

отримав:

У перекладі на російську мову це означало:

Розшифрувавши пізніше фразу Галілея, у якій той зашифрував особливостіпланети Сатурн, про Марс трохи забули. Супутники його були відкриті лише в
1877 році. Вони відрізняються своєю близькістю до планети (Деймос обертається дужеблизько до Марсу - 23.500 км, а Фобос ще ближче - всього лише на відстані
9400 км.) Фобос і Деймос мають неправильну форму і в своєму орбітальномурусі залишаються повернені до планеті завжди однієї і тієї - ж стороною.
Розміри Фобоса близько 27 км, а Деймоса близько 15 км.
Середня щільність Фобоса Складає 2 г/см3, Деймоса 2,3 г/см3.

Юпітер.

Юпітер - п'ята по відстані від Сонця і найбільша планета
Сонячної системи - відстоїть від Сонця в 5,2 рази довше, ніж Земля, івитрачає на один оберт по орбіті майже 12 років. Екваторіальний діаметр
Юпітера - 142600 км. (в 11 разів більше діаметру Землі.) Період обертання
Юпітера - найкоротший з усіх планет 9 ч. 50 хв. 30 с. На екваторі і 9ч. 55 хв. 40 с. У середніх широтах. Через швидке обертання планета маєсильне стискання біля полюсів. Маса Юпітера дорівнює 3/8 масам Землі. Середнящільність 1,33 г/см3, що близько до густини Сонця. Вісь обертання Юпітерамайже перпендикулярна його орбіти (нахил 87О).

Деталі на поверхні Юпітера постійно змінюють свій вигляд, із стійкихдеталей відомо Велика червона пляма, що спостерігається вже більше 300 років.
Це величезне овальне утворення розмірами 35000 км по довготі і 14000км по широті. Колір її червонуватий, але зазнає змін. Можнаприпустити, що?? расное пляма - це антициклон з тривалим часомжиття.

Спектральні дослідження Юпітера показали, що його атмосфера складаєтьсяз молекулярного водню та його сполук: метану й аміаку. У невеликихкількостях Присутні також етан, ацетилен, ФОСФА і водяна пара.

Хмари Юпітера представляють собою тришарову систему, що складається зкристалів і крапельок аміаку, гідросульфіду амонію та водяного льоду. Здопомогою американського космічного апарата "Піонер -10" вдалося уточнитивміст гелію в атмосфері Юпітера. Можна вважати встановленим, щоатмосфера Юпітера на 74% складається з водню і на 26% з гелію. На часткуметану доводиться не більше 0,2%, на частку аміаку - не більше 0,1% складуатмосфери планети (по масі). Враховуючи низьку середню щільність планетиможна вважати, що ці два газу (водень і гелій) становлять майже всю масусамої планети.
Нижче чисто газового шару в атмосфері Юпітера лежить шар хмар. Шаррідкого молекулярного водню має товщину 24000км. На цій глибинітиск сягає 300 ГПа, а температура 11000 К, тут водень переходитьу рідкий металевий стан. Шар рідкого металевого воднюмає товщину 42000 км. Всередині нього розташовується невелике залізно -силікатне тверде ядро радіусом 4000 км і масою, що досягає 10 - 20 мас
Землі. На кордоні ядра температура досягає 30000К.

У 1965 році було виявлено радіовипромінювання Юпітера на хвилі 3 см,відповідне тепловому випромінюванню з температурою 145 К. За вимірюваннями вінфрачервоному діапазоні температура самих зовнішніх шарів хмар Юпітера 130
К.

Польоти американських космічних апаратів "Піонер - 10" та "Піонер -
11 "дозволили уточнити будову магнітосфери Юпітера (1 мм на рік!)
Напруженість магнітного поля в поверхні в полярних областях планети 10
- 15 Ерстед, тобто в 20 разів більше, ніж на Землі.
Юпітер має 16 супутників. Перші 4 супутники були відкриті ще Г. Галілеєм
(ІВ, Європа, Ганімед, Каллістро) Вони, а також внутрішні супутники Амальтеяі відкриті у 1979 - 1980 роках маленькі супутники Метис і Адрастея рухаютьсяв площині екватора планети. Зовнішні супутники обертаються навколо планети засильно витягнутих орбітах з великими кутами нахилу до екватора (до 30о). Цемаленькі тіла - від 10 до 120 км, за - очевидно, неправильної форми. Найкращізовнішні 4 супутники Юпітера обертаються навколо планети у зворотномунапрямі.
Крім супутників Юпітер оточений дуже слабо світиться пиловим кільцем. Вонобула виявлена на знімках, зроблених "проти світла", тобто коли Сонцесвітило майже в об'єктив телевізійної камери "Вояджер - 2". Кільце навколо
Юпітера - плоске і чрезвичйно тонка, а його ширина (приблизно 6,4 км)дуже мала у порівнянні з його радіусом по зовнішній межі (125 тис.км.) Засвоїй ширині і яскравості кільце Юпітера сильно поступається системі кілець
Сатурна.

Сатурн

Сатурн - друга за величиною і шоста по відстані від Сонця планета
Сонячної системи. Його екваторіальний діаметр лише трохи менше, ніж у
Юпітера (116000 км), але за масою Сатурн поступається Юпітеру більш ніж втричіі