Реферат: Планеты земной группы

Вступление

Среди многочисленных небесных светил, изучаемых современнойастрономией, особое место занимают планеты. Ведь все мы хорошо знаем, чтоЗемля, на которой мы живем, является планетой, так что планеты — тела, восновном подобные нашей Земле.

Но в мире планет мы не встретим даже двух, совершеннопохожих друг на друга. Разнообразие физических условий на планетах оченьвелико. Расстояние планеты от Солнца (а значит, и количество солнечного тепла,и температура поверхности), её размеры, напряжение силы тяжести на поверхности,ориентировка оси вращения, определяющая смену времён года, наличие и составатмосферы, внутреннее строение и многие другие свойства различны у всех девятипланет Солнечной системы.

Говоря о разнообразии условий на планетах, мы можемглубже познать законы их развития и выяснить их взаимосвязь между теми илииными свойствами планет. Так, например, от размеров, массы и температурыпланеты зависит её способность удерживать атмосферу того или иного состава, а наличиеатмосферы в свою очередь влияет на тепловой режим планеты.

Как показывает изучение условий, при которых возможнозарождение и дальнейшее развитие живой материи, только на планетах мы можемискать признаки существования органической жизни. Вот почему изучение планет,помимо общего интереса, имеет большое значение с точки зрения космическойбиологии.

Изучение планет имеет большое значение, кромеастрономии, и для других областей науки, в первую очередь наук о Земле — геологиии геофизики, а также для космогонии-науки о происхождении и развитии небесныхтел, в том числе и нашей Земли.

К планетам земной группы относятся планеты: Меркурий,Венера, Земля и Марс.

Меркурий.

Общие сведения.

Меркурий — самая близкаяк Солнцу планета солнечной системы. Среднее расстояние от Меркурия до Солнцавсего лишь 58 млн. км. Среди больших планет имеет наименьшие размеры: еедиаметр 4865 км (0,38 диаметра Земли), масса 3,304*1023 кг (0,055массы Земли или 1:6025000 массы Солнца); средняя плотность 5,52 г/см3.Меркурий — яркое светило, но увидеть его на небе нетак просто. Дело в том, что, находясь вблизи Солнца, Меркурий всегда виден длянас недалеко от солнечного диска, отход от него то влево (к востоку), то вправо(к западу) только на небольшое расстояние, которое не превосходит 28О.Поэтому его можно увидеть только в те дни года, когда он отходит от Солнца насамое большое расстояние. Пусть, например, Меркурий отодвинулся от Солнцавлево. Солнце и все светила в своем суточном движении плывут по небу слеванаправо. Поэтому сначала заходит Солнце, а через час с небольшим заходитМеркурий, и надо искать эту планету низко над Западным горизонтом.

Движение.

Меркурий движется вокругСолнца в среднем на расстоянии 0,384 астрономические единицы (58 млн. км) поэллиптической орбите с большим эксцентриситетом е-0,206; в перигелии расстояниедо Солнца составляет 46 млн.км., а в афелии 70 млн. км. Полный облет вокругСолнца планета совершает за три земных месяца или за 88 суток со скоростью 47,9км/сек. Двигаясь по своему пути вокруг Солнца, Меркурий вместе с темповорачивается вокруг своей оси так, что к Солнцу обращена всегда одна и таже его половина. Это значит, что на одной стороне Меркурия всегда день, а надругой – ночь. В 60-х гг. с помощью радиолокационных наблюдений былоустановлено, что Меркурий вращается вокруг оси в прямом направлении (т.е. как ив орбитальном движении) с периодом 58,65 суток (относительно звезд).Продолжительность Солнечных суток на Меркурии составляет 176 дней. Экваторнаклонен к плоскости его орбиты на 7°. Угловаяскорость осевого вращения Меркурия составляет 3/2 орбитального и соответствуетугловой скорости его движения в орбите, когда планета находится в перигелии. Наосновании этого можно предположить, что скорость вращения Меркурия обусловленаприливными силами со стороны Солнца.

Атмосфера.

Меркурий, возможно,лишен атмосферы, хотя поляризационные и спектральные наблюдения указывают наналичие слабой атмосферы. С помощью “Маринера-10” было установлено присутствиеу Меркурия сильно разряженной газовой оболочки, состоящей главным образом изгелия. Эта атмосфера состоит в динамическом равновесии: каждый атом гелиянаходится в ней около 200 дней, после чего покидает планету, его же местозанимает другая частица из плазмы солнечного ветра.Кроме гелия, в атмосфере Меркурия найдено ничтожное количество водорода. Егопримерно в 50 раз меньше, чем гелия.

/> Оказалось также, что Меркурий обладает слабыммагнитным полем, напряженность которого составляет всего 0,7% земного. Наклоноси диполя к оси вращения Меркурия 120(у Земли 110)

Давление у поверхностипланеты примерно в 500 млрд. раз меньше, чем у поверхности Земли.

Температура.

Меркурий гораздо ближе кСолнцу, чем Земля. Поэтому Солнце на нем светит и греет в 7 раз сильнее, чем унас. На дневной стороне Меркурия страшно жарко, там вечное пекло. Измеренияпоказывают, что температура там поднимается до 400О выше нуля. Затона ночной стороне должен быть всегда сильный мороз, который, вероятно, доходитдо 200О и даже 250О ниже нуля. Получается так, что однаего половина – горячая каменная пустыня, а другая половина – ледяная пустыня,быть может, покрытая замерзшими газами.

Поверхность.

/> С пролетной траектории космического аппарата “Маринер-10”в 1974 г. было сфотографировано свыше 40% поверхности Меркурия с разрешением от4 мм до 100 м, что позволило увидеть Меркурий примерно так же, как Луну втемноте с Земли. Обилие кратеров – наиболее очевидная черта его поверхности,которую по-первому впечатлению можно уподобить Луне.

Действительно, морфологиякратеров близка к лунной, их ударное происхождение не вызывает сомнений: убольшинства виден очерченный вал следы выбросов раздробленного при ударематериала с образованием в ряде случаев характерных ярких лучей и полевторичных кратеров. У многих кратеров различима центральная горка и терраснаяструктура внутреннего склона. Интересно, что такими особенностями обладают нетолько практически все крупные кратеры диаметром свыше 40-70 км, но изначительно большее число кратеров меньших размеров, в пределах 5-70 км(конечно, речь здесь идет о хорошо сохранившихся кратерах). Эти особенностиможно отвести как на счет большей кинетической энергии тел, выпадавших наповерхность, так и на счет самого материала поверхности.

Степень эрозии исглаживание кратеров различна. В целом меркурианские кратеры по сравнению слунными менее глубокие, что также можно объяснить большей кинетической энергиейметеоритов из-за большего, чем на Луне ускорения силы тяжести на Меркурии.Поэтому образующий при ударе кратер эффективнее заполняется выбрасываемымматериалом. По этой же причине вторичные кратеры расположены ближе кцентральному, чем на Луне, и отложения раздробленного материала в меньшейстепени маскируют первичные формы рельефа. Сами вторичные кратеры глубжелунных, что опять же объясняется тем, что выпадающие на поверхность осколкииспытывают большее ускорение силы тяжести.

Так же, как и на Луне,можно в зависимости от рельефа выделить преобладающие неровные “материковые” изначительно более гладкие “морские” районы. Последние преимущественнопредставляют собой котловины, которых, однако, существенно меньше, чем на Луне,их размеры обычно не превышают 400-600 км. К тому же, некоторые котловины слаборазличимы на фоне окружающего рельефа. Исключение составляет упоминавшаясяобширная котловина Канорис (Море Жары) протяженностью около 1300 км,напоминающая известное Море Дождей на Луне.

В преобладающейматериковой части поверхности Меркурия можно выделить как сильнократеризированные районы, с наибольшей степенью деградации кратеров, так изанимающие обширные территории старые межкратерные плоскогорья,свидетельствующие о широко развитом древнем вулканизме. Это наиболее древниесохранившиеся формы рельефа планеты. Выровненныеповерхности котловин, очевидно, покрыты наиболее толстым слоем раздробленныхпород – реголита. Наряду с небольшим числом кратеров здесь встречаютсяскладчатые гребки, напоминающие лунные. Некоторые из примыкающих к котловинам равнинныхучастков, вероятно, образовались при отложений выброшенного из них материала.Вместе с тем для большинства равнин найдены вполне определенные свидетельстваих вулканического происхождения, однако это вулканизм более позднего времени,чем на межкратерных плоскогорьях. Внимательное изучение обнаруживает еще однуинтереснейшую особенность, проливающую свет на историю формирования планеты.Речь идет о характерных следах тектонической активности в глобальном масштабе ввиде специфических крутых уступов, или откосов-эскарпов. Эскарпы имеютпротяженность от 20-500 км и высоту склонов от нескольких сотен метров до 1-2км. По своей морфологии и геометрии расположения на поверхности они отличаютсяот обычны тектонических разрывов и сбросов, наблюдаемых на Луне и Марсе, искорее образовались за счет надвигов, наслоений вследствие напряжения вповерхностном слое, возникших при сжатии Меркурия. Об этом свидетельствуетгоризонтальное смещение валов некоторых кратеров.

Некоторые из эскарповподверглись ударной бомбардировке и частично разрушены. Это означает, что ониобразовались раньше, чем кратеры на их поверхности. По сужении эрозии этихкратеров можно прийти к заключению, что сжатие коры происходило в периодобразования “морей” около 4 млрд. лет назад. Наиболее вероятной причиной сжатиянужно, видимо, считать начало остывания Меркурия. Согласно другому интересномупредположению, выдвинутому рядом специалистов, альтернативным механизмом мощнойтектонической активности планеты в этот период могло быть приливное замедлениевращения планеты примерно в 175 раз: от первоначально предполагаемого значенияоколо 8 часов до 58,6 суток.

Венера.

Общиесведения.

Венера — вторая поблизости к Солнцу планета, почти такого же размера, как Земля, а её масса более80 % земной массы. По этим причинам Венеру иногда называют близнецом илисестрой Земли. Однако поверхность и атмосфера этих двух планет совершенноразличны. На Земле есть реки, озера, океаны и атмосфера, которой мы дышим.Венера — обжигающе горячая планета с плотной атмосферой, которая была быгубительной для человека. Среднее расстояние от Венеры до Солнца 108,2 млн. км;оно практически постоянно, поскольку орбита Венеры ближе к окружности, чем нашапланета. Венера получает от Солнца в два с лишним раза больше света и тепла,чем Земля. Тем не менее с теневой стороны на Венере господствует мороз более 20градусов ниже нуля, так как сюда не попадают солнечные лучи в течение очень долгоговремени. Планета имеет очень плотную, глубокую и очень облачную атмосферу, непозволяющую нам увидеть поверхность планеты. Атмосферу (газовую оболочку) открылМ. В. Ломоносов в 1761 году, что так же показало сходство Венеры с Землёй.Спутников планета не имеет.

Движение.

Венера имеет почти круговую орбиту (эксцентриситет0,007), которую она обходит за 224,7земных суток со скоростью 35 км/сек. на расстоянии 108,2 млн. км от Солнца.Поворот вокруг оси Венера совершает за 243 земных дня — максимальное времясреди всех планет. Вокруг своей оси Венера вращается в обратную сторону, тоесть в направлении, противоположном движению по орбите. Такое медленное, ипритом обратное, вращение означает, что, если смотреть с Венеры, Солнцевосходит и заходит всего лишь два раза за год, поскольку венерианские сутки равны117 земным. Ось вращения Венеры почти перпендикулярна к орбитальной плоскости(наклон 3°), поэтому там отсутствуют сезоны года — один день похож на другой,имеет одинаковую продолжительность и одинаковую погоду. Эта погоднаяоднотипность еще больше усиливается специфичностью венерианской атмосферы — еесильным парниковым эффектом. Так же Венера, подобно Луне, имеет свои фазы.

Температура.

Температура около 750 Кпо всей поверхности и днем, и ночью. Причина столь высокой температуры уповерхности Венеры — парниковым эффект: солнечные лучи сравнительно легкопроходят сквозь облака ее атмосферы и нагревают поверхность планеты, нотепловое инфракрасное излучение самой поверхности выходит сквозь атмосферуобратно в космос с большим трудом. На Земле, где количество углекислого газав атмосфере невелико, природный парниковый эффект повышает глобальнуютемпературу на 30° С, а на Венере же он поднимает температуру еще на 400°С.Изучая физические последствия сильнейшего парникового эффекта на Венере, мы хорошопредставляем себе те результаты, к которым может привести накапливание излишковтепла на Земле, вызываемое растущей концентрацией углекислого газа в атмосфереиз-за сжигания ископаемого топлива — угля и нефти.

В 1970 г. первыйкосмический корабль, прибывший на Венеру, смог выдержать страшную жару лишьоколо одного часа, но этого как раз хватило, чтобы послать на Землю данные обусловиях на поверхности.

Атмосфера.

/> Загадочная атмосфера Венеры была центральнымпунктом программы исследований при помощи автоматических аппаратов за последниедва десятилетия. Важнейшими аспектами ее исследований были химический состав,вертикальная структура и динамика воздушной среды. Большое внимание отводилосьоблачному покрову, играющему роль непреодолимого барьера для проникновения вглубь атмосферы электромагнитных волн оптического диапазона. При телевизионнойсъемке Венеры удавалось получить изображение только облачного покрова.Непонятными были необычайная сухость воздушной среды и ее феноменальныйпарниковый эффект, за счет которого фактическая температура поверхности инижний слоев тропосферы оказалась более чем на 500 выше эффективной(равновесной).

АтмосфераВенеры крайне жаркая и сухая, благодаря парниковому эффекту. Она представляющаясобой плотное одеяло из углекислого газа, удерживает тепло, пришедшее отСолнца. В результате скапливается большое количество тепловой энергии. Давление у поверхности 90 бар (как в земных морях наглубине 900 м). Космические корабли приходитсяконструировать так, чтобы они выдерживали сокрушительную, раздавливающую силуатмосферы.

Атмосфера Венеры состоитв основном из углекислого газа (CO2)-97%, который способендействовать как своего рода покрывало, задерживая солнечное тепло, а такженебольшого количества азота (N2)-2,0%, паров воды (H2O)-0,05%и кислорода (О )-0,1%. В виде малых примесей обнаружены соляная кислота (HCl) иплавиковая кислота (HF). Общее количество углекислого газа на Венере и Землеприблизительно одинаковое. Только на Земле он связан в осадочных породах иотчасти поглощен водными массами океанов, на Венере же весь он сконцентрированв атмосфере. Днем поверхность планеты освещена рассеянным солнечным светомпримерно с такой интенсивностью, как в пасмурный день на Земле. Ночью на Венерезамечено много молний.

Облака Венеры состоят измикроскопических капелек концентрированной серной кислоты (H2SO4).Верхний слой облаков удален от поверхности на 90 км, температура там около 200К; нижний слой – на 30 км, температура около 430 К. Еще ниже так жарко, чтооблаков нет. Разумеется, на поверхности Венеры нет жидкой воды. АтмосфераВенеры на уровне верхнего облачного слоя вращается в том же направлении, что иповерхность планеты, но значительно быстрее, совершая оборот за 4 суток; этоявление называют суперротацией, и объяснения ему пока не найдено.

Поверхность.

Поверхность Венеры покрытасотнями тысяч вулканов. Есть несколько очень больших: высотой 3 км и шириной500 км. Но большая часть вулканов имеет 2-3 км в поперечнике и около 100 м ввысоту. Излияние лавы на Венере происходит значительно дольше, чем на Земле.Венера слишком горяча для того, чтобы там были лед, дожди или бури, поэтому тамне происходит существенных атмосферных воздействий (выветривания). А значит,вулканы и кратеры почти не изменились с тех пор, как они образовалисьмиллионы лет назад.

/> Венера покрыта твердымипородами. Под ними циркулирует раскаленная лава, вызывающая напряжение тонкогоповерхностного слоя. Лава постоянно извергается из отверстий и разрывов втвердых породах. Кроме того, вулканы все время выбрасывают струи мелких капелексерной кислоты. В некоторых местах густая лава, постепенно сочась, скапливаетсяв виде огромных луж шириной до 25 км. В других местах громадные пузыри лавыобразуют на поверхности купола, которые затем опадают.

На поверхности Венеры обнаружена порода, богатая калием, ураном и торием, что вземных условиях соответствует составу не первичных вулканических пород, авторичных, прошедших экзогенную переработку. В других местах на поверхностизалегает крупнощебенчатый и глыбовый материал темных пород с плотностью2,7-2,9 г/см и другие элементы, характерные для базальтов. Таким образом,поверхностные породы Венеры оказались такими же, как на Луне, Меркурии и Марсе,излившимися магматическими породами основного состава.

О внутреннем строенииВенеры известно мало. Вероятно, у нее есть металлическое ядро, занимающее 50%радиуса. Но магнитного поля у планеты нет вследствие ее очень медленноговращения.

Венераотнюдь не гостеприимный мир, как это когда — то предполагалось. Со своейатмосферой из углекислого газа, облаков из серной кислоты и страшной жарой онасовершенно не пригодна для человека. Под тяжестью этой информации рухнулинекоторые надежды: ведь менее чем 20 лет назад многие учёные считали Венеруболее обещающим объектом для космических исследований, чем Марс.

Земля.

Общие сведения.

Земля — третья от Солнца планета Солнечной системы.По форме Земля близка к эллипсоиду, сплюснутому у полюсов и растянутому вэкваториальной зоне. Средний радиус Земли 6371,032 км, полярный — 6356,777 км,экваториальный — 6378,160 км. Масса — 5,976*1024 кг. Средняя плотность Земли5518 кг/м³. Площадь поверхностиЗемли 510,2 млн. км², из которых примерно 70,8% приходится на Мировойокеан. Его средняя глубина около 3,8 км, максимальная (Марианская впадина вТихом океане) равна 11,022 км; объем воды 1370 млн. км³, средняя соленость 35 г/л. Суша составляетсоответственно 29,2% и образует шесть материков и острова. Она поднимается надуровнем моря в среднем на 875 м; наибольшая высота (вершина Джомолунгма вГималаях) 8848 м. Горы занимают свыше 1/3 поверхности суши. Пустыни покрываютоколо 20% поверхности суши, саванны и редколесья — около 20%, леса — около 30%,ледники — свыше 10%. Свыше 10% суши занято под сельскохозяйственными угодьями.

У Земли имеется единственный спутник — Луна.

Благодаря своим уникальным, быть может,единственным во Вселенной природным условиям, Земля стала местом, где возниклаи получила развитие органическая жизнь. По современнымкосмогоническим представлениям планета образовалась примерно 4,6 — 4,7 млрд.лет назад из захваченного притяжением Солнца протопланетного облака. Наобразование первых, наиболее древних из изученных горных пород потребовалось100-200 млн. лет. Примерно 3,5 млрд. лет назад возникли условия, благоприятныедля возникновения жизни. Homo sapiens (Человек разумный) как вид появилсяпримерно полмиллиона лет назад, а формирование современного типа человекаотносят ко времени отступления первого ледника, то есть около 40 тыс. летназад.

Движение.

Подобно другим планетам она движетсявокруг Солнца по эллиптической орбите, эксцентриситет которой 0,017. Расстояниеот Земли до Солнца в разных точках орбиты неодинаковое. Среднее же расстояниеоколо 149,6 млн. км. В процессе движения нашей планеты вокруг Солнца плоскостьземного экватора перемещается параллельно самой себе таким образом, что в однихучастках орбиты земной шар наклонен к Солнцу своим северным полушарием, а вдругих — южным. Период обращения вокруг Солнца составляет 365,256 дней, присуточном вращении — 23 ч. 56 мин. Ось вращения Землирасположена под углом в 66.5º к плоскости её движения вокруг Солнца.

Атмосфера.

АтмосфераЗемли состоит на 78% из азота и на 21% из кислорода (других газов в атмосфере очень мало); это результат длительной эволюции под влияниемгеологических, химических и биологических процессов. Возможно, первичнаяатмосфера Земли была богата водородом, который затем улетучился. Дегазация недрнаполнила атмосферу углекислым газом и водяным паром. Но пар сконденсировался вокеанах, а двуокись углерода оказалась связанной в карбонатных породах. Такимобразом, в атмосфере остался азот, а кислород появился постепенно в результатежизнедеятельности биосферы. Еще 600 млн. лет назад содержание кислорода ввоздухе было раз в 100 ниже нынешнего.

Нашапланета окружена обширной атмосферой. В соответствии с температурой составом ифизическими свойствами атмосферы можно разделить на разные слои. Тропосфера — это область, лежащая между поверхностью Земли и высотой в 11 км. Это довольно толстый игустой слой, содержащий большую часть водяных паров, находящихся в воздухе. Вней имеют место почти все атмосферные явления, которые непосредственноинтересуют жителей Земли. В тропосфере находятся облака, атмосферные осадки ит. д. Слой отделяющий тропосферу от следующего атмосферного слоя — стратосферы,называется тропопауза. Это область весьма низких температур.

Составстратосферы такой же, как и тропосферы, но в ней возникает и концентрируетсяозон. Ионосфера, то есть ионизированный слой воздуха, образуется как втропосфере, так и в более низких слоях. Она отражает высоко частотныерадиоволны.

Атмосферноедавление на уровне поверхности океана составляет при нормальных условияхприблизительно 0,1 МПа. Полагают, что земная атмосфера сильно изменилась впроцессе эволюции: обогатилась кислородом и приобрела современный состав врезультате длительного взаимодействия с горными породами и при участиибиосферы, т. е. растительных и животных организмов. Доказательством того, чтотакие изменения действительно произошли, служат, например, залежи каменногоугля и мощные пласты отложений карбонатов в осадочных породах, они содержатгромадное количество углерода, который раньше входил в состав земной атмосферыв виде углекислого газа и окиси углерода. Ученые считают, что древняя атмосферапроизошла из газообразных продуктов вулканических извержений; о ее составесудят по химическому анализу образцов газа, «замурованных» в полостяхдревних горных пород. В исследованных образцах, возраст которых приблизительно3,5 млрд. лет содержится приблизительно 60% углекислого газа, а остальные 40% — соединения серы, аммиак, хлористый и фтористый водород. В небольшом количественайдены азот и инертные газы. Весь кислород был химически связанным.

Для биологическихпроцессов на Земле огромное значение имеет озоносфера — слой озона, находящийся на высоте от 12 до 50 км. Областьвыше 50-80 км называют ионосферой. Атомы и молекулы в этом слое интенсивноионизируются под действием солнечной радиации, в частности, ультрафиолетовогоизлучения. Если бы не озоновый слой, потоки излучения доходили бы доповерхности Земли, производя разрушения в имеющихся там живых организмах.Наконец, на расстояниях более 1000 км газ настолько разрежен, что столкновениямежду молекулами перестают играть существенную роль, а атомы ионизированы болеечем наполовину. На высоте порядка 1,6 и 3,7 радиусов Земли находятся первый ивторой радиационные пояса.

Строение планеты.

Основную роль в исследовании внутреннегостроения Земли играют сейсмические методы, основанные на исследованиираспространения в ее толще упругих волн (как продольных, так и поперечных),возникающих при сейсмических событиях — при естественных землетрясениях и в результате взрывов. На основанииэтих исследований Землю условно разделяют на три области: кору, мантию и ядро(в центре). Внешний слой — кора — имеет среднюю толщину порядка 35 км. Основныетипы земной коры — континентальный (материковый) и океанический; в переходнойзоне от материка к океану развита кора промежуточного типа. Толщина корыменяется в довольно широких пределах: океаническая кора (с учетом слоя воды)имеет толщину порядка 10 км, тогда как толщина материковой коры в десятки разбольше. Поверхностные отложения занимают слой толщиной около 2 км. Под ниминаходится гранитный слой (на континентах его толщина 20 км), а ниже — примерно14-километровый (и на континентах, и в океанах) базальтовый слой (нижняя кора).Плотность в центре Земли около 12,5 г/см³.Средние плотности составляют: 2,6 г/см³-у поверхности Земли, 2,67 г/см³- у гранита,2,85 г/см³- у базальта.

На глубину примерно от 35 до 2885 кмпростирается мантия Земли, которую называют также силикатной оболочкой. Онаотделяется от коры резкой границей (так называемая граница Мохоровича), глубжекоторой скорости как продольных, так и поперечных упругих сейсмических волн, атакже механическая плотность скачкообразно возрастают. Плотности в мантииувеличиваются по мере возрастания глубины примерно от 3,3 до 9,7 г/см³. В коре и (частично) в мантии располагаются обширныелитосферные плиты. Их вековые перемещения не только определяют дрейфконтинентов, заметно влияющий на облик Земли, но имеют отношение и красположению сейсмических зон на планете. Еще одна обнаруженная сейсмическими методами граница (граница Гутенберга)- между мантией и внешним ядром — располагается на глубине 2775 км. На нейскорость продольных волн падает от 13,6 км/с (в мантии) до 8,1 км/с (в ядре), аскорость поперечных волн уменьшается от 7,3 км/с до нуля. Последнее означает,что внешнее ядро является жидким. По современным представлениям внешнее ядросостоит из серы (12%) и железа (88%). Наконец, на глубинах свыше 5120 кмсейсмические методы обнаруживают наличие твердого внутреннего ядра, на долюкоторого приходится 1,7% массы Земли. Предположительно, это железо-никелевыйсплав (80% Fe, 20% Ni).

Гравитационное поле Земли с высокойточностью описывается законом всемирного тяготения Ньютона. Ускорениесвободного падения над поверхностью Земли определяется как гравитационной, таки центробежной силой, обусловленной вращением Земли. Ускорение свободногопадения у поверхности планеты составляет 9,8 м/c².

Земля обладает также магнитным иэлектрическим полями. Магнитное поле над поверхностью Земли складывается изпостоянной (или меняющейся достаточно медленно) и переменной частей; последнююобычно относят к вариациям магнитного поля. Главное магнитное поле имеетструктуру, близкую к дипольной. Магнитный дипольный момент Земли, равный7,98T10^25 единиц СГСМ, направлен примерно противоположно механическому, хотя внастоящее время магнитные полюсы несколько смещены по отношению кгеографическим. Их положение, впрочем, меняется со временем, и хотя этиизменения достаточно медленны, за геологические промежутки времени, попалеомагнитным данным, обнаруживаются даже магнитные инверсии, то естьобращения полярности. Напряженности магнитного поля на северном и южноммагнитных полюсах равны соответственно 0,58 и 0,68 Э, а на геомагнитном экваторе- около 0,4Э.

Электрическое поле над поверхностью Земли всреднем имеет напряженность около 100 В/м и направлено вертикально вниз — этотак называемое поле ясной погоды, но это поле испытывает значительные (какпериодические, так и нерегулярные) вариации.

Луна.

Луна — естественный спутник Земли и ближайшее к нам небесное тело. Среднее расстояниедо Луны — 384000 километров, диаметр Луны около 3476 км. Средняя плотность Лунысоставляет 3,347 г/см³ или около0,607 средней плотности Земли. Масса спутника 73 триллиона тонн. Ускорение силытяжести на поверхности Луны 1,623 м/с².

/> Луна движется вокруг Земли со среднейскоростью 1,02 км/сек по приблизительно эллиптической орбите в том же направлении,в котором движется подавляющее большинство других тел Солнечной системы, тоесть против часовой стрелки, если смотреть на орбиту Луны со стороны Северногополюса мира. Период обращения Луны вокруг Земли, так называемый сидерическиймесяц равен 27,321661 средних суток, но подвержен небольшим колебаниям и оченьмалому вековому сокращению.

Не будучизащищена атмосферой, поверхность Луны нагревается днем до +110о С, а ночьюостывает до -120° С, однако, как показали радионаблюдения, эти огромные колебаниятемпературы проникают вглубь лишь на несколько дециметров вследствиечрезвычайно слабой теплопроводности поверхностных слоев.

Рельефлунной поверхности был в основном выяснен в результате многолетнихтелескопических наблюдений. «Лунные моря», занимающие около 40 %видимой поверхности Луны, представляют собой равнинные низменности,пересеченные трещинами и невысокими извилистыми валами; крупных кратеров наморях сравнительно мало. Многие моря окружены концентрическими кольцевымихребтами. Остальная, более светлая поверхность покрыта многочисленнымикратерами, кольцевидными хребтами, бороздами и так далее.

Марс.

Общиесведения.

Марс — четвертая планета Солнечнойсистемы.Марс – от греческого «Mas» – мужскаясила – бог войны. По основным физическимхарактеристикам Марс относится к планетам земной группы. По диаметру он почтивдвое меньше Земли и Венеры. Среднее расстояние от Солнца составляет 1,52 а.е.Экваториальный радиус равен 3380 км. Средняя плотность планеты — 3950 кг/м³. Марс имеет два спутника — Фобос иДеймос.

Атмосфера.

Планета окутана газовой оболочкой — атмосферой, которая имеет меньшую плотность, чем земная. Даже в глубокихвпадинах Марса, где давление атмосферы наибольшее, оно приблизительно в 100 разменьше, чем у поверхности Земли, а на уровне марсианских горных вершин — в500-1000 раз меньше. По составу она напоминает атмосферу Венеры и содержит95,3% углекислого газа с примесью 2,7% азота, 1,6% аргона, 0,07% окисиуглерода, 0,13% кислорода и приблизительно 0,03% водяного пара, содержаниекоторого изменяется, а также примеси неона, криптона, ксенона.

Средняя температура на Марсе значительно ниже, чем наЗемле около -40° С. При наиболее благоприятных условиях летом на дневнойполовине планеты воздух прогревается до 20° С — вполне приемлемая температурадля жителей Земли. Но зимней ночью мороз может достигать -125° С. Такие резкиеперепады температуры вызваны тем, что разреженная атмосфера Марса не способныдолго удерживать тепло.

Над поверхностью планеты часто дуют сильные ветры,скорость которых доходит до 100 м/с. Малая сила тяжести позволяет дажеразреженным потокам воздуха поднимать огромные облака пыли. Иногда довольнообширные области на Марсе бывают охвачены грандиозными пылевыми бурями. Глобальнаяпылевая буря бушевала с сентября 1971 по январь 1972г., подняв в атмосферу навысоту более 10 км около миллиарда тонн пыли.

Водяного пара в атмосфере Марса совсем немного, но принизких давлении и температуре он находится в состоянии, близком к насыщению, ичасто собирается в облака. Марсианские облака довольно невыразительны посравнению с земными, хотя имеют разнообразные формы и виды: перистые,волнистые, подветренные (вблизи крупных гор и под склонами больших кратеров, вместах защищенных от ветра). Над низинами, каньонами, долинами — и на днекратеров в холодное время суток часто стоят туманы.

Как показали снимки с американских посадочных станций«Викинг-1» и «Викинг-2» марсианское небо в ясную погодуимеет розоватый цвет, что объясняется рассеянием солнечного света на пылинках иподсветкой дымки оранжевой поверхностью планеты. При отсутствии облаков газоваяоболочка Марса значительно прозрачнее, чем земная, в том числе и дляультрафиолетовых лучей, опасных для живых организмов.

Сезоны.

Солнечные сутки на Марсе длятся 24 ч. 39мин. 35 с. Значительный наклон экватора к плоскости орбиты приводит к тому, чтона одних участках орбиты освещаются и обогреваются Солнцем преимущественносеверные широты Марса, на других — южные, т. е. происходит смена сезонов.Марсианский год длится около 686,9 дней. Смена времен года на Марсе происходиттак же, как на Земле. Ярче всего сезонные изменения проявляются в полярныхобластях. В зимнее время полярные шапки занимают значительную площадь. Границасеверной полярной шапки может удалиться от полюса на треть расстояния отэкватора, а граница южной шапки преодолевает половину этого расстояния. Такаяразница вызвана тем, что в северном полушарии зима наступает, когда Марспроходит через перигелий своей орбиты, а в южном — когда через афелий. Из-заэтого зима в южном полушарии холоднее, чем в северном. Эллиптичностьмарсианской орбиты приводит к значительным различиям климата северного и южногополушарий: в средних широтах зима холоднее, а лето теплее, чем в южных, нокороче, чем в северных… Когда в северном полушарии Марса наступает лето,северная полярная шапка быстро уменьшается, но в это время растет другая — возле южного полюса, где наступает зима. В конце XIX — начале XX века считали,что полярные шапки Марса — это ледники и снега. По современным данным, обеполярные шапки планеты — северная и южная — состоят из твердой двуокисиуглерода, т. е. сухого льда, который образуется при замерзании углекислогогаза, входящего в состав марсианской атмосферы, и из водяного льда с примесьюминеральной пыли.

Строениепланеты.

Вследствие малой массы сила тяжести наМарсе почти в три раза ниже, чем на Земле. В настоящее время структурагравитационного поля Марса детально изучена. Она указывает на небольшоеотклонение от однородного распределения плотности в планете. Ядро может иметьрадиус до половины радиуса планеты. По-видимому, оно состоит из чистого железаили из сплава Fe-FeS (железо-сульфид железа) и, возможно, растворенного в нихводорода. По-видимому, ядро Марса частично или полностью пребывает в жидкомсостоянии.

Марс должен иметь мощную кору толщиной 70-100 км. Междуядром и корой находится силикатная мантия, обогащенная железом. Красные окислыжелеза, присутствующие в поверхностных породах, определяют цвет планеты. СейчасМарс продолжает остывать.

Сейсмическая активность планеты слабая.

Поверхность.

Поверхность Марса, на первый взгляд, напоминает лунную. Однако насамом деле его рельеф отличается большим разнообразием. На протяжении долгой геологическойистории Марса его поверхность изменяли извержения вулканов и марсотрясения.Глубокие шрамы на лице бога войны оставили метеориты, ветер, вода и льды.

Поверхность планеты состоит как бы из двух контрастныхчастей: древних высокогорий, покрывающих южное полушарие, и более молодыхравнин, сосредоточенных в северных широтах. Кроме того, выделяются два крупныхвулканических района — Элизиум и Фарсида. Разница высот между горными иравнинными областями достигает 6 км. Почему разные районы так сильно отличаютсядруг от друга до сих пор неясно. Возможно, такое деление связано с очень давнейкатастрофой — падением на Марс крупного астероида.

Высокогорнаячасть сохранила следы активной метеоритной бомбардировки, происходившей около 4млрд. лет назад. Метеоритные кратеры покрывают 2/3 поверхности планеты. Настарых высокогорьях их почти столько же, сколько на Луне. Но многие марсианскиекратеры из-за выветривания успели «потерять форму». Некоторые из них,по всей видимости, когда-то были размыты потоками воды. Северные равнинывыглядят совершенно иначе. 4 млрд. лет назад на них было множество метеоритныхкратеров, но потом катастрофическое событие, о котором уже упоминалось, стерлоих с 1/3 поверхности планеты и ее рельеф в этой области начал формироватьсязаново. Отдельные метеориты падали туда и позже, но в целом ударных кратеров насевере мало.

Обликэтого полушария определила вулканическая деятельность. Некоторые из равнинсплошь покрыты древними изверженными породами. Потоками жидкой лавы растекалисьпо поверхности, застывали, по ним текли новые потоки. Эти окаменевшие«реки» сосредоточены вокруг крупных вулканов. На окончаниях лавовыхязыков наблюдаются структуры, похожие на земные осадочные породы. Вероятно,когда раскаленные изверженные массы растапливали слои подземного льда, наповерхности Марса образовывались достаточно обширные водоемы, которыепостепенно высыхали. Взаимодействие лавы и подземного льда привело также кпоявлению многочисленных борозд и трещин. На далеких от вулканов низменных областяхсеверного полушария простираются песчаные дюны. Особенно много их у севернойполярной шапки.

Обилиевулканических пейзажей свидетельствует о том, что в далеком прошлом Марспережил достаточно бурную геологическую эпоху, скорее всего она закончиласьоколо миллиарда лет тому назад. Наиболее активные процессы происходили вобластях Элизиум и Фарсида. В свое время они буквально были выдавлены из недрМарса и сейчас возвышаются над его поверхностью в виде грандиозных вздутий:Элизиум высотой 5 км, Фарсида — 10 км. Вокруг этих вздутий сосредоточенымногочисленные разломы, трещины, гребни — следы давних процессов в марсианскойкоре. Наиболее грандиозная система каньонов глубиной несколько километров — долина Маринера — начинается у вершины гор Фарсида и тянется 4 тыс. километровк востоку. В центральной части долины ее ширина достигает нескольких соткилометров. В прошлом, когда атмосфера Марса была более плотной, в каньонымогла стекать вода, создавая в них глубокие озера.

ВулканыМарса — по земным меркам явления исключительные. Но даже среди них выделяетсявулкан Олимп, расположенный на северо-западе гор Фарсида. Диаметр основанияэтой горы достигает 550 км, а высота — 27 км, т.е. она в три раза превосходитЭверест, высочайшую вершину Земли. Олимп увенчан огромным 60-километровымкратером. К востоку от самой высокой части гор Фарсида обнаружен другой вулкан- Альба. Хотя он не может соперничать с Олимпом по высоте, диаметр егооснования почти в три раза больше.

Этивулканические конусы возникли в результате спокойных излияний очень жидкойлавы, похожей по составу на лаву земных вулканов Гавайских островов. Следывулканического пепла на склонах других гор позволяют предположить, что иногдана Марсе происходили и катастрофические извержения.

Впрошлом огромную роль в формировании марсианского рельефа играла проточнаявода. На первых этапах исследования Марс представлялся астрономам пустынной ибезводной планетой, но когда поверхность Марса удалось сфотографировать сблизкого расстояния, оказалось, что на старых высокогорьях часто встречаютсясловно бы оставленные текущей водой промоины. Некоторые из них выглядят так,будто много лет назад их пробили бурные, стремительные потоки. Тянутся онииногда на многие сотни километров. Часть этих «ручьев» обладает довольнопочтительным возрастом. Другие долины очень похожи на русла спокойных земныхрек. Своим появлением они, вероятно, обязаны таянию подземного льда.

Некоторыедополнительные сведения о Марсе удается получить косвенными методами на основеисследований его природных спутников — Фобоса и Деймоса.

СпутникиМарса.

Спутники Марса были открыты 11 и 17 августа 1877 годаво время великого противостояния американским астрономом Асафом Холлом. Такиеназвания спутники получили из греческой мифологии: Фобос и Деймос — сыновьяАреса (Марса) и Афродиты (Венеры), всегда сопровождали своего отца. В переводес греческого “фобос” означает “страх”, а “деймос” — “ужас”.

/> />

Фобос. Деймос.

Оба спутникаМарса движутся почти точно в плоскости экватора планеты. С помощью космическихаппаратов установлено, что Фобос и Деймос имеют неправильную форму и в своеморбитальном положении остаются повернутыми к планете всегда одной и той жестороной. Размеры Фобоса составляют около 27 км, а Деймоса — около 15 км.Поверхность спутников Марса состоит из очень темных минералов и покрытамногочисленными кратерами. Один из них — на Фобосе имеет поперечник около 5,3км. Кратеры, вероятно, рождены метеоритной бомбардировкой, происхождениесистемы параллельных борозд неизвестно. Угловая скорость орбитального движенияФобоса настолько велика, что он, обгоняя осевое вращение планеты, восходит, вотличие от других светил, на западе, а заходит на востоке.

Поиски жизнина Марсе.

Долгоевремя на Марсе велись поиски форм внеземной жизни. При исследовании планетыкосмическими аппаратами серии «Викинг» были выполнены три сложных биологическихэксперимента: пиролизное разложение, газовый обмен, разложение метки. Ониоснованы на опыте изучения земной жизни. Эксперимент по пиролизному разложениюосновывался на определении процессов фотосинтеза с участием углерода,эксперимент с разложением метки был основан на допущении о необходимости водыдля существования, а эксперимент по газовому обмену учитывал, что марсианскаяжизнь должна использовать воду в качестве растворителя. Хотя все трибиологических эксперимента дали положительный результат, они, вероятно, имеютнебиологическую природу и могут быть объяснены неорганическими реакциямипитательного раствора с веществом марсианской природы. Итак, можно подвестиитог, что Марс — планета, не имеющая условия для возникновения жизни.

Заключение

Мы познакомились с современным состояниемнашей планеты и планет Земной группы. Будущее нашей планеты, да и всейпланетной системы, если не произойдёт ничего непредвиденного, кажется ясным.Вероятность того, что установившийся порядок движения планет будет нарушенкакой-нибудь странствующей звездой, невелика, даже в течение несколькихмиллиардов лет. В ближайшем будущем не приходится ожидать сильных изменений впотоке энергии Солнца. Вероятно, могут повториться ледниковые периоды. Человекспособен изменить климат, но при этом может совершить ошибку. Континенты в последующиеэпохи будут подниматься и опускаться, но мы надеемся, что процессы будутпроисходить медленно. Время от времени возможны падения массивных метеоритов.

Но в основном Солнечная система будетсохранять свой современный вид.

План.

1.Введение.

2.Меркурий.

3.Венера.

4.Земля.

5.Марс.

6.Заключение.

7.Литература.

Планета Меркурий.

Поверхность Меркурия.

/>/>