Венера - вторая по расстоянию
от Солнца и ближайшая к Земле
планета Солнечной системы. Среднее
расстояние от Солнца - 108 млн. км. Период
обращения вокруг него - 225 сут. Во время
нижних соединений может приближаться
к Земле до 40 млн. км, т.е. ближе
любой другой большой планеты
Солнечной системы. Синодический период
(от одного нижнего соединения до другого)
равен 584 сут. Венера - самое яркое
светило на небе после Солнца и
Луны. Известна людям с глубокой
древности. Диаметр Венеры - 12 100 км.(95%
диаметра Земли), масса - 81,5% массы Земли
или 1:408 400 массы Солнца, средняя плотность
5,2 г/см3, ускорение силы тяжести на
поверхности - 8,6 м/с2 (90% земного). Период
вращения Венеры долго не удавалось
установить из-за плотной атмосферы
и облачного слоя, окутывающих
эту планету. Только с помощью
радиолокации установили, что он равен
243,2 сут, причём Венера вращается в
обратную сторону по сравнению с
Землёй и другими планетами. Наклон
оси вращения Венеры к плоскости
её орбиты равен почти 90 0. Существование
атмосферы Венеры было обнаружено в
1761 г. М. В. Ломоносовым при наблюдениях
прохождения её по диску Солнца.
В XX веке с помощью спектральных
исследований в атмосфере Венеры
найден углекислый газ, который оказался
основным газом её атмосферы. По данным
советских межпланетных станций
серии "Венера", не долю углекислого
газа приходится 97% всего состава
атмосферы Венеры. В неё входят
так же около 2% азота и инертных
газов, не более 0,1% кислорода и небольшие
количества окиси углерода, хромоводорода
и фтороводорода. Кроме того, в
её атмосфере содержится около 0,1% водяного
пара. Углекислый газ и водяной
пар создают в атмосфере Венеры
парниковый эффект, приводящий к сильному
разогреванию планеты. Причина этого
состоит в том, что оба газа
интенсивно поглощают инфракрасные
(тепловые) лучи, испускаемые нагретой
поверхностью Венеры. Температура её
достигает около 500 0 С. Облачный слой
Венеры, скрывающий от нас её поверхность,
как установлено станциями серии "Венера",
расположен на высоте 49-68 км. над поверхностью,
по плотности напоминает легкий туман.
Но большая протяжённость облачного слоя
делает его совершенно непрозрачным для
земного наблюдателя. Предполагается,
что облака состоят из капель водородного
раствора серной кислоты. Освещённость
на поверхности в дневное время подобна
земной в пасмурный день. Из космоса облака
Венеры выглядят как система полос, располагающихся
обычно параллельно экватору планеты,
однако порой они образуют детали, которые
были замечены ещё с Земли, что и позволило
установить примерно 4-х суточный период
вращения облачного слоя. Это четырехсуточное
вращение было подтверждено космическими
аппаратами и объясняется наличием на
уровне облаков постоянных ветров, дующих
в сторону вращения планеты со скоростью
около 100 м/с. Атмосферное давление у поверхности
Венеры составляет около 9МПа, а плотность
в 35 раз превышает плотность земной атмосферы.
Количество углекислого газа в атмосфере
Венеры в 400 тыс. раз больше, чем в земной
атмосфере. Причиной этого, вероятно, является
интенсивная вулканическая деятельность,
а кроме того, отсутствие на планете двух
основных поглотителей углекислого газа
- океана с его планктоном и растительности.
Самые верхние слои атмосферы Венеры состоят
целиком из водорода. Водородная атмосфера
простирается до высоты 5500 км. Радиолокация
позволила изучить невидимый из-за облаков
рельеф Венеры. В приэкваториальной зоне
обнаружено более 10 кольцевых структур,
подобных кратерам Луны и Меркурия, диаметром
от 35 до 150 км., но сильно сглаженных и плоских.
Обнаружен разлом в коре планеты длиной
1500 км., шириной 150 км. и глубиной около
2 км., горные массивы, вулкан с диаметром
основания 300-400 км и высотой около 1 км,
огромная котловина протяжённостью 1500
км с севера на юг и 1000 км с запада на восток.
Межпланетные станции "Венера-9" и
"Венера-10" позволили изучить с орбит
искусственных спутников Венеры рельеф
55 районов планеты; при этом были обнаружены
гористые участки местности с перепадом
высот 2-3 км, а так же относительно ровные
участки. Поверхность Венеры относительно
более гладкая, чем поверхность Луны. Анализ
природы и поверхности Венеры может иметь
большое значение для построения теории
эволюции всех планет Солнечной системы,
в том числе и нашей Земли. Спутников Венера
не имеет.
Земля - одна из планет Солнечной
системы. Подобно другим планетам она
движется вокруг Солнца по эллиптической
орбите. Расстояние от Земли до Солнца
в разных точках орбиты неодинаковое.
Среднее же расстояние около 149,6 млн.
км. В процессе движения нашей планеты
вокруг Солнца плоскость земного
экватора (наклоненная к плоскости
орбиты под углом 23 0 27') перемещается
параллельно самой себе таким
образом, что в одних участках
орбиты земной шар наклонен к Солнцу
своим северным полушарием, а в
других - южным. Большую часть поверхности
Земли (до 71%) занимает Мировой океан.
Средняя глубина Мирового океана
- 3900 м. Существование осадочных пород,
возраст которых превосходит 3,5 млрд.
лет, служит доказательством существования
на Земле обширных водоёмов уже в
ту далёкую пору. На современных
континентах более распространены
равнины, главным образом низменные,
а горы - в особенности высокие
- занимают незначительную часть поверхности
планеты, так же как и глубоководные
впадины на дне океанов. Форма
Земли, как известно близкая к
шарообразной, при более детальных
измерениях оказывается очень сложной,
даже если обрисовать её ровной поверхностью
океана (не искаженной приливами, ветрами,
течениями) и условным продолжением
этой поверхности под континенты.
Неровности поддерживаются неравномерным
распределением массы в недрах Земли.
Такая поверхность называется геоидом.
Геоид (с точностью порядка сотен
метров) совпадает с эллипсоидом
вращения, экваториальный радиус которого
6378 км, а полярный радиус на 21,38 км меньше
экваториального. Разница этих радиусов
возникла за счёт центробежной силы, создаваемой
суточным вращением Земли. Суточное вращение
земного шара происходит с практически
постоянной угловой скоростью с периодом
23 ч 56 мин 4,1с т.е. за одни звёздные сутки,
количество которых в году ровно на одни
сутки больше, чем солнечных. Ось вращения
Земли направлена своим северным концом
приблизительно на звезду альфа Малой
Медведица, которая поэтому называется
Полярной звездой. Одна из особенностей
Земли - её магнитное поле, благодаря которому
мы можем пользоваться компасом. Магнитный
полюс Земли, к которому притягивается
северный конец стрелки компаса, не совпадает
с Северным географическим полюсом. Под
действием солнечного ветра магнитное
поле Земли искажается и приобретает "шлейф"
в направлении от Солнца, который простирается
на сотни тысяч километров. Наша планета
окружена обширной атмосферой. Основными
газами, входящими в состав нижних слоёв
атмосферы являются азот (примерно 78%),
кислород (около 21%) и аргон (около 1%). Других
газов в атмосфере Земли очень мало, например
углекислого газа около 0,03%. Атмосферное
давление на уровне поверхности океана
составляет при нормальных условиях приблизительно
0,1МПа. Полагают, что земная атмосфера
сильно изменилась в процессе эволюции:
обогатилась кислородом и приобрела современный
состав в результате длительного взаимодействия
с горными породами и при участии биосферы,
т.е. растительных и животных организмов.
Доказательством того, что такие изменения
действительно произошли, служат, например,
залежи каменного угля и мощные пласты
отложений карбонатов в осадочных породах.
Они содержат громадное количество углерода,
который раньше входил в состав земной
атмосферы в виде углекислого газа и окиси
углерода. Учёные считают, что древняя
атмосфера произошла из газообразных
продуктов вулканических извержений;
о её составе судят по химическому анализу
образцов газа, "замурованных" в полостях
древних горных пород. В исследованных
образцах, возраст которых приблизительно
3,5 млрд. лет содержится приблизительно
60% углекислого газа, а остальные 40% - соединения
серы, аммиак, хлористый и фтористый водород.
А небольшом количестве найдены азот и
инертные газы. Весь кислород был химически
связанным. Одной из важнейших задач современной
науки о Земле является изучение эволюции
атмосферы, поверхности и наружных слоёв
Земли, а так же внутреннее строение её
недр. О внутреннем строении Земли прежде
всего судят по особенностям прохождения
сквозь различные слои Земли механических
колебаний, возникающих при землетрясениях
или взрывах. Ценные сведения дают также
измерения величины теплового потока,
выходящего из недр, результаты определений
общей массы, момента инерции и полярного
сжатия нашей планеты. Масса Земли найдена
из экспериментальных измерений физической
постоянной тяготения и ускорения силы
тяжести. Для массы Земли получено значение
5,976*10 24 кг. Поток тепла из недр, различных
в разных участках поверхности Земли,
в среднем близок к 1,6*10-6 кал*см-2.сек-1, что
соответствует суммарному выходу энергии
20 28 эрг в год. Поскольку тепло может передаваться
только от более нагретого к менее нагретому
веществу, температура вещества в недрах
Земли должна быть выше, чем температура
на её поверхности. Действительно, согласно
измерениям, проведённым в шахтах и буровых
скважинах температура повышается приблизительно
на 20 0 на каждый километр глубины. На основе
всего комплекса современных научных
данных построена модель внутреннего
строения Земли.
Твёрдую оболочку Земли называют
литосфера. Её можно сравнить со скорлупой,
охватывающей всю поверхность Земли.
Но эта "скорлупа" как бы растрескалась
на части состоит из нескольких крупных
литосферных плит, медленно перемещающихся
одна относительно другой. По их границам
концентрируется подавляющее число
землетрясений. Верхний слой литосферы
- это земная кора, минералы которой
состоят преимущественно из оксидов кремния
и алюминия, оксидов железа и щелочных
металлов. Земная кора имеет неравномерную
толщину: 35-65 км на континентах и 6-8 км подо
дном океана. Верхний слой земной коры
состоит из осадочных пород, нижний из
базальтов. Между ними находится слой
гранитов, характерный только для континентальной
коры. Под корой расположена так называемая
мантия, имеющая иной химический состав
и большую плотность. Граница между корой
и мантией называется поверхностью Мохоровичича.
В ней скачкообразно увеличивается скорость
распространения сейсмических волн. На
глубине 120-250 км под материками и 60-400 км
под океанами залегает слой мантии, называемый
астеносферой. Здесь вещество находится
в близком к плавлению состоянии, вязкость
его сильно понижена. Все литосферные
плиты как бы плавают в полужидкой астеносфере,
как льдины в воде. Более толстые участки
земной коры, а так же участки, состоящие
из менее плотных пород, поднимаются по
отношению к другим участкам коры. В то
же время дополнительная нагрузка на участок
коры, например, вследствие накопления
толстого слоя материковых льдов, как
это происходит в Антарктиде, приводит
к постепенному погружению участка. Такое
явление называется изостатическим выравнивание.
Ниже астеносферы, начиная с глубины около
410 км "упаковка" атомов в кристаллах
минералов уплотнена под влиянием большого
давления. Резкий переход обнаружен сейсмическими
методами исследований на глубине около
2920 км. Здесь начинается земное ядро, или,
точнее говоря, внешнее ядро, так как в
его центре находится ещё одно - внутреннее
ядро, радиус которого 1250 км. Внешнее ядро,
очевидно, находится в жидком состоянии,
поскольку поперечные волны, не распространяющиеся
в жидкости, через него не проходят. С существованием
жидкого внешнего ядра связывают происхождение
магнитного поля Земли. Внутреннее ядро,
по-видимому, твёрдое. У нижней границы
мантии давление достигает 130ГПа, температура
там не выше 5000 К. В центре Земли температура,
возможно поднимается выше 10 000 К.
Земля имеет единственный
естественный спутник - Луну.
Марс - четвёртая по расстоянию
от Солнца планета Солнечной системы.
На звёздном небе она выглядит как
немигающая точа красного цвета, которая
время от времени значительно
превосходит по блеску звезды первой
величины. Марс периодически подходит
к Земле на расстояние до 5 7 млн. км,
значительно ближе, чем любая
планета, кроме Венеры. По основным
физическим характеристикам Марс относится
к планетам земной группы. По диаметру
он почти вдвое меньше Земли и
Венеры. Планета окутана газовой
оболочкой - атмосферой, которая имеет
меньшую плотность, чем земная. Даже
в глубоких впадинах Марса, где давление
атмосферы наибольшее, оно приблизительно
в 100 раз меньше, чем у поверхности
Земли, а на уровне марсианских горных
вершин - в 500-1000 раз меньше. Тем не
менее в атмосфере Марса наблюдаются
облака и постоянно присутствует
более или менее плотная дымка
из мелких частиц пыли и кристалликов
льда. Как показали снимки с американских
посадочных станций "Викинг-1" и "Викинг-2"
марсианское небо в ясную погоду
имеет розоватый цвет, что объясняется
рассеянием солнечного света на пылинках
и подсветкой дымки оранжевой
поверхностью планеты. По химическому
составу марсианская атмосфера
отличается от земной и содержит 95,3%
углекислого газа с примесью 2,7% азота,
1,6% аргона, 00,7% окиси углерода, 0,13% кислорода
и приблизительно 0,03% водяного пара,
содержание которого изменяется, а
также примеси неона, криптона, ксенона.
При отсутствии облаков газовая
оболочка Марса значительно прозрачнее,
чем земная, в том числе и для ультрафиолетовых
лучей, опасных для живых организмов. Солнечные
сутки на Марсе длятся 24ч 39 мин 35с. Значительный
наклон экватора к плоскости орбиты (25,2500)
приводит к тому, что на одних участках
орбиты освещаются и обогреваются Солнцем
преимущественно северные широты Марса,
на других - южные, т.е. происходит смена
сезонов. Марсианский год длится около
686,9 дней. Эллиптичность марсианской орбиты
приводит к значительным различиям климата
северного и южного полушарий: в средних
широтах зима холоднее, а лето теплее,
чем в южных, но короче, чем в северных.
Температурные условия на Марсе суровы
с точки зрения жителя Земли. Наиболее
высокая температура поверхности 290К достигается
в так называемой подсолнечной точке.
Наиболее низка температура поверхности
в полярных районах, где в зимний сезон
она держится на отметке около 150К. Полученные
из наблюдений сведения о температуре
явились ключом к объяснению природы полярных
шапок, которые при наблюдениях в телескоп
видны как светлые, почти белые пятно возле
полюсов планеты. Когда в северном полушарии
Марса наступает лето, северная полярная
шапка быстро уменьшается, но в это время
растёт 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,
обе полярные шапки Марса - северная и
южная - состоят из твёрдой двуокиси углерода,
т.е. сухого льда, который образуется при
замерзании углекислого газа, входящего
в состав марсианской атмосферы, и из водяного
льда с примесью минеральной пыли.
В 1975 году на основе материалов
телевизионной съёмки всей поверхности
планеты с космических аппаратов
была составлена карта деталей марсианского
рельефа, многие из которых уже получили
названия, и на карте Марса появились
имена: кратер Ломоносов, Королёв, Фесенков
и др. Нанесённые на карты Марса
ещё в XIX веке тёмные области в
основном сохраняют свои очертания,
но в научной литературе указаны
примеры местных изменений отражательных
свойств отдельных районов Марса.
В течение многих лет популярны
были гипотезы, в основе которых
лежит изменение оптических свойств
некоторых веществ под влиянием
изменений на Марсе биосферы, т.е.
живых организмов. Задача поиска жизни
на Марсе была одной из основных
программ американского "Викинга".
Однако обнаружить какие-то следы жизни
не удалось. Не оказалось в образцах
грунта и органических соединений.
Были проведены элементные исследования
состава образцов марсианского грунта.
Найдено близкое сходство химического
состава образцов в двух взаимоудалённых
местах посадки. В исследованных
образцах обнаружено большое содержание
окислов кремния и железа. Содержание
серы (в виде сульфатов) в десятки
раз больше, чем в земной коре.
На снимках Марса найдены следы
как ударно-метеоритной, так и
вулканической активности, а так
же следы движений, поднятий и растрескиваний
марсианской коры и следы многих
процессов разрушения и сглаживания
рельефа поверхности, перемещения
и отложения наносов. Перепад
высоты между высочайшими вершинами
и наиболее глубокими впадинами
на Марсе составляет около 20 км. Для
марсианских гор характерны многовершинные,
в основном сглаженные формы. Кроме
того, обнаружены типичные вулканические
конусы с кратерами на вершине. На
снимках поверхности Марса космическими
аппаратами отчётливо видны детали,
имеющие большое сходство с руслами
рек на Земле. Поскольку весь комплекс
информации противоречит возможности
существования там рек, можно
предположить, что марсианские русла
возникли в результате растапливания
подповерхностного водяного льда в
зонах повышенного выделения
тепла планеты. Некоторые дополнительные
сведения о Марсе удаётся получить
косвенными методами на основе исследований
его природных спутников - Фобоса
и Демоса.
Оба спутника Марса движутся
почти точно в плоскости его
экватора. С помощью космических
аппаратов установлено, что Фобос
и Демос имеют неправильную форму
и в своём орбитальном положении
остаются повёрнутыми к планете
всегда одной и той же стороной.
Размеры Фобоса составляют около 27
км, а Демоса - около 15 км. Поверхность
спутников Марса состоит из очень
тёмных минералов и покрыта многочисленными
кратерами. Один из них - на Фобосе имеет
поперечник около 5,3 км. Кратеры, вероятно,
рождены метеоритной бомбардировкой,
происхождение системы параллельных
борозд неизвестно. Угловая скорость
орбитального движения Фобоса настолько
велика, что он, обгоняя осевое вращение
планеты, восходит, в отличие от других
светил, на западе, а заходит на востоке.
Часть 3: Планеты-гиганты
Юпитер - пятая по расстоянию
от Солнца и самая большая планета
Солнечной системы - отстоит от Солнца
в 5,2 раза дальше, чем Земля, и затрачивает
на одни оборот по орбите почти 12 лет. Экваториальный
диаметр Юпитера 142 600 км (в 11 раз больше
диаметра Земли). Период вращения Юпитера
- самый короткий из всех планет - 9ч
50 мин 30с на экваторе и 9ч 55мин 40с
в средних широтах. Таким образом,
Юпитер, подобно солнцу, вращается
не как твёрдое тело - скорость вращения
неодинакова в разных широтах. Из-за
быстрого вращения эта планета имеет
сильное сжатие у полюсов. Масса
Юпитера равна 318 массам Земли. Средняя
плотность 1,33 г/см3, что близко к плотности
Солнца. Ось вращения Юпитера почти
перпендикулярна к плоскости
его орбиты (наклон 87о). Даже в небольшой
телескоп видно полярное сжатие Юпитера
и полосы на его поверхности, параллельные
экватору планеты. Видимая поверхность
Юпитера представляет собой верхний
уровень облаков, окружающих планету.
Благодаря этому все детали на
поверхности Юпитера постоянно
меняют свой вид. Из устойчивых деталей
известно Большое Красное пятно,
наблюдающееся уже более 300 лет. Это
- громадное овальное образование, размерами
около 35 000 км по долготе и 14 000 по широте
между Южной тропической и
Южной умеренной полосами. Цвет его
красноватый, но подвержен изменениям.
Спектральные исследования
Юпитера показали, что атмосфера
его состоит из молекулярного
водорода и его соединений: метана
и аммиака. В небольших количествах
присутствуют также этан, ацетилен,
фосфен и водяной пар. Облака Юпитера
состоят из кристалликов и капелек
аммиака. В декабре 1973 г. с помощью
американского космического аппарата
"Пионер-10" удалось обнаружить
наличие гелия в атмосфере
Юпитера и измерить его содержание.
Можно считать, что атмосфера
Юпитера на 74% состоит из водорода
и на 26% из гелия. На долю метана приходится
не более 0,1% состава атмосферы планеты
(по массе). Атмосферный слой имеет
толщину около 1000 км. Ниже чисто газового
слоя в атмосфере лежит слой облаков,
которые мы и видим в телескоп.
Слой жидкого молекулярного водорода
имеет толщину 24 000 км. На этой глубине
давление достигает 300 ГПа, а температура
11 000 К, здесь водород переходит
в жидкое металлическое состояние,
т.е. становится подобным жидкому металлу.
Слой жидкого металлического водорода
имеет толщину около 42 000 км. Внутри
него располагается небольшое железноселикатное
твёрдое ядро радиусом 4 000 км. На границе
ядра температура достигает 30 000 К. В
1956 г. было обнаружено радиоизлучение
Юпитера на волне 3 см., соответствующее
тепловому излучению с температурой 145
К. По измерениям в инфракрасном диапазоне
температура самых наружных облаков Юпитера
130 К. Полёты американских космических
аппаратов "Пионер-10" и "Пионер-11"
позволили уточнить строение магнитосферы
Юпитера, а изменение температуры облачного
слоя в основном подтвердило известный
из наземных наблюдений результат: количество
тепла, которое Юпитер испускает, более
чем в двое превышает тепловую энергию,
которую планета получает от Солнца. Возможно,
что идущее из недр планеты тепло выделяется
в процессе медленного сжатия гигантской
планеты (1мм.в год).