МОУСОШ №7
ДОКЛАД ПО АСТРОНОМИИ
СТРОЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
/>
Новочеркасск 2004г.
Новочеркасск 2004г.
Введение
Последнее десятилетие принципиальноизменило наши представления о строении, динамической эволюции и устойчивостиСолнечной системы. Привычными стали сообщения об открытии новых объектов,выявлении новых динамических структур, проявлении свойств неустойчивостидвижения или хаотического поведения у тех или иных групп объектов.
Это вызвано несколькими причинами:появление новых инструментов и модернизация старых, применениевысокочувствительных ПЗС–матриц и новых методов математической обработкирезультатов наблюдений. Все это позволяет наблюдать новые объекты, имеющиеочень малую яркость и существенное собственное движение.
Новые аналитические и численныеметоды небесной механики в совокупности с современными вычислительнымисистемами дают возможность моделировать движение тел Солнечной системы наинтервалах времени, сравнимых с ее возрастом и даже многократно превышающихего.
На наших глазах происходит сменапредставлений о динамике Солнечной системы: от регулярной и устойчивой кхаотической и неустойчивой. Все это напоминает ситуацию в физике начала XXвека, когда совершался переход от классической к релятивистской картине Мира.Нам предстоит разобраться где, когда и при каких условиях мы можемрассматривать Солнечную систему регулярной и устойчивой, а в каких случаяхпроявляются признаки хаоса и неустойчивости.
Начнем рассмотрение с современныхпредставлений о структуре Солнечной системы. Затем обсудим понятия устойчивостии неустойчивости движения, условия возникновения резонансов и хаотическогоповедения. После этого проанализируем динамику малых тел Солнечной системы иобратимся к большим планетам. В заключение рассмотрим динамику Солнечнойсистемы как целого на временах, сравнимых с ее возрастом.
Солнечная системапредставляет собой группу небесных тел, весьма различных по своим размерам ифизическому строению. В эту группу входят: Солнце, Девять больших планет,вместе с 61 спутником, более 100000 планет (астероидов), порядка десяти комет,а также бесчисленное множество метеорных тел движущихся как роями так и в видеотдельных частиц.
Все эти тела объединены в одну системублагодаря силе притяжения центрального тела — Солнца. Масса солнцаприблизительно в 750 раз превосходит массу всех остальных тел, входящих в этусистему. Гравитационное притяжение звезды является главной силой, определяющейдвижение всех обращающихся вокруг него тел Солнечной системы. Среднеерасстояние от солнца до самой далекой от него планеты Плутон 39,5 а.е., чтоочень мало по сравнению с расстоянием до ближайших звезд. Только некоторыекометы удаляются от солнца на 105 а.е. и подвергаются воздействиюпритяжения звезд.
В Солнечной системенаблюдается огромный диапазон масс, особенное если учесть наличие вмежпланетном пространстве космической пыли. Различие в массах между солнцем икакой-нибудь пылинкой в тысячную долю миллиграмма будет составлять около 40порядков (иначе говоря, отношение их масс будет выражаться числом с 40нулями.).
Современные представления о строении Солнечной системыВсе объекты Солнечной системы можноразделить на четыре группы: Солнце, большие планеты, спутники планет и малыетела. Мы пока ничего не говорим о спутниках малых тел, поскольку к настоящемувремени таких объектов открыто всего два, а наблюдательной информации недостаточно,чтобы детально исследовать их динамику.
Солнце — динамический центр системы. Егогравитационное влияние является доминирующим в Солнечной системе за исключениеммалых областей в окрестности других объектов.
Большие планеты — визитная карточкаСолнечной системы. Пять ближайших к Земле больших планет были известны с раннейистории человечества. Это — Меркурий, Венера, Марс, Юпитери Сатурн. История открытия трех других больших планет показывает какменялось отношение астрономов к вопросу о размерах и населении Солнечнойсистемы.
Открытие Урана явилосьсюрпризом. Весной 1781 г. Вильям Гершель на своем 7-футовом (2.1 м)телескопе проводил наблюдения по программе определения параллаксов звезд. 13марта 1781 г. он сделал запись об обнаружении туманной звезды или кометы. Споро природе открытого объекта продолжался до 1787 г., когда Гершель открыл дваспутника Урана: Оберон и Титанию.
Открытие Нептуна сталотриумфом теории тяготения Ньютона. Анализируя неравенства в движении Урана,Бессель в Кенигсберге в 1840 г., Адамс в Кембридже в 1841 г. и Леверье воФранции в 1845 г. независимо друг от друга рассчитали орбиту планеты,ответственной за эти возмущения. 23 сентября 1846 г. Галле и д’Аррест изБерлинской обсерватории по эфемеридам Леверье открыли Нептун.
Открытие Плутона можноназвать запрограммированным. В 1896 г. Персиваль Ловелл обнаружил остаточныеневязки в движении Урана после учета возмущений от Нептуна и высказал гипотезу,что эти возмущения производятся неизвестной занептунной планетой. В середине90-х годов XIX века в Аризоне Ловелл построил обсерваторию, которая сталацентром поиска новой планеты. В течение почти 30 лет было проведено несколькокомпаний по поиску Плутона. Но безрезультатно. В 1916 г. умер Ловелл. В 1929 г.Клод Томбо на 13-дюймовом (0.33 м) рефракторе начал новую атаку на Плутон.Открытие пришло 18 февраля 1930 г., когда Томбо сравнивал фотопластинки,полученные 23 и 29 января 1930 г. Директор Ловелловской обсерваториисообщил об открытии 13 марта 1930 г. в 149-ю годовщину открытия УранаГершелем и 75-ю годовщину со дня рождения Персиваля Ловелла. За время поискаПлутона было проведено сравнение около 90 млн. изображений звезд в течение 7000часов на блинк-компараторе.
/>
Существуют ли большие планеты за орбитойПлутона? Анализ траекторий движения тел Солнечной системы и космическихаппаратовПионер10, Пионер–11, Вояджер–1, Воджер–2 позволяютутверждать, что объектов, сравнимых с Плутоном, и более крупных во внешнейобласти Солнечной системы не существует.
История открытия спутников планетне менее драматична, но мы не будем на ней останавливаться. Отметим только, чтоспутниковые системы планет-гигантов сложностью своего устройства зачастуюпревосходят Солнечную систему. Не до конца решен вопрос о происхождении двойныхпланет Земля–Луна и Плутон–Харон.
Малые тела Солнечной системы —пробный камень и золотая жила небесной механики, кладезь новых открытий. Самыеизвестные малые тела — кометы. Упоминания о кометах можно найти в легендах илетописях практически всех народов Земли. По динамическим признакам кометы разделяютсяна долгопериодические и короткопериодические.
Долгопериодические кометы движутся поорбитам, большие полуоси которых достигают десятков тысяч астрономическихединиц, а периоды обращения — десятков миллионов лет. Орбиты сильно вытянуты,их эксцентриситеты близки к единице. Ориентация орбит и их наклоны к плоскостиэклиптики распределены случайным образом. В настоящее время имеются сведенияболее, чем о 700 таких комет.
Короткопериодическиекометы имеют периоды менее 200 лет, умеренные эксцентриситеты, для большинстваиз них наклон орбит к плоскости эклиптики не превышает 35?.Короткопериодические кометы делятся на семейства по признаку планеты-гиганта,определяющей динамику кометы. В настоящее время известно около 180короткопериодических комет. Большинство из них принадлежит семейству Юпитера.
Самая многочисленнаяпопуляцию малых тел Солнечной системы — астероиды. Первый астероид —Церера — был открыт в первый день XIX века сицилийским астрономом Пиацци.Хотя открытие и носило случайный характер, оно послужило толчком к разработкеГауссом классического метода определения орбит по трем наблюдениям и методанаименьших квадратов, благодаря которым удалось вычислить орбиту и переоткрытьЦереру спустя почти год после первых наблюдений. В настоящее время известнонесколько десятков тысяч астероидов. И это число стремительно растет.
Популяция астероидовнеоднородна. Большинство астероидов движутся по орбитам близким к круговым впоясе астероидов между орбитами Марса и Юпитера. В 1866 г. Кирквуд исследовалзависимость числа астероидов от больших полуосей их орбит и обнаружил, что полученноераспределение имеет несколько глубоких минимумов. Позднее выяснилось, что этиминимумы соответствуют соизмеримости средних движений Юпитера и астероида. Ониполучили название люков Кирквуда.
Хотя астероидыдвижутся по эллиптическим орбитам, треугольникСолнце–Юпитер–астероид всегда остается близким к равностороннему. Иногдаобе группы астероидов называют троянцами. По состоянию на 1 апреля 1999 г.известно 476 астероидов-троянцев (474 у Юпитера и 2 у Марса).
Еще одна группаастероидов — астероиды, сближающиеся с Землей. Их перигелийные расстоянияменьше 1.33 а.е. В настоящее время известно несколько тысяч таких астероидов.Около сотни из них представляют реальную угрозу для Земли: они пересекают ееорбиту и имеют размер более 1 км. Столкновение Земли с подобным астероидомвызовет глобальную катастрофу, подобную той, что привела к вымираниюдинозавров. Имеется еще около тысячи астероидов размером от 30 до 50 м,также пересекающих орбиту Земли. Столкновение Земли с таким астероидом способновызвать локальную катастрофу типа тунгусской. Однако, ни один из известныхастероидов не столкнется с Землей в ближайшем будущем, в течение 33лет, в 21 веке.
После открытияПлутона неоднократно предпринимались попытки поиска десятой большой планетыСолнечной системы. Во время одного из таких обзоров 18 октября1977 г. Коваль открыл малую планету 2060 Хирон, которая движется междуорбитами Юпитера и Урана, пересекая орбиту Сатурна. Вблизи перигелия у этого“астероида” проявляются признаки газоизвержения и комы. Более 14 лет этотобъект оставался единственной малой планетой, наблюдаемой глубоко внутриобласти движения планет-гигантов. 9 января 1992 на автоматическомтелескопе Космический дозор (Аризона, США) был открыт еще один астероид этойгруппы — 5145 Фолус. К настоящему времени известно 7 астероидов группыКентавра, движущихся среди планет-гигантов между орбитами Юпитера и Нептуна.Название группы отражает тот факт, что объекты одновременно имеют признаки иастероидов и комет. В табл. 1 приводится список астероидов группы Кентавра посостоянию на 1 августа 1997 г. В таблице даны: имя астероида, егопредварительное обозначение, перигелийное и афелийное расстояния вастрономических единицах, наклон орбиты в градусах, эксцентриситет орбиты,большая полуось в астрономических единицах и дата открытия. Полный регулярнообновляемый вариант таблицы доступен по адресу
В 1949 г.К.Эджеворт высказал предположение о существовании остаточногонеизрасходованного при формировании Солнечной системы материала за орбитойНептуна. Однако, эта работа была малоизвестна до последнего времени. В1951 г. Койпер предположил, что кометы и астероиды формировались всущественно различных областях Солнечной системы и, что за орбитой Плутонадолжен существовать пояс комет. 30 августа 1992 г. Джевитт и Лю (Гавайскийуниверситет, США) открыли первый объект, принадлежащий поясу Койпера. Онполучил обозначение 1992 QB1. Сейчас известно 53 объекта, движущихся за орбитойНептуна. В табл. 2 приводится список объектов пояса Койпера по состоянию на 1августа 1997 г.
олный регулярно обновляемый вариант таблицыдоступен по адресу. Некоторые исследователи относят к объектам пояса Койпера иПлутон. Возможно, что пояс Койпера является внутренней областью облакаОорта — сферического образования радиусом от тысяч до сотен тысячастрономических единиц, являющегося резервуаром долгопериодических комет.
Таким образом, посовременным представлениям Солнечная система имеет следующую структуру: вокругСолнца вращаются 9 больших планет, между орбитами Марса и Юпитера находитсяпояс астероидов, часть астероидов движется среди планет земной группы и вокрестности треугольных точек либрации Юпитера, среди планет-гигантов движутсяобъекты группы Кентавра и короткопериодические кометы, за орбитой Нептунарасполагается пояс Койпера, а вся система окружена облаком Оорта.
/>
Малыепланеты (Астероиды).
Малые планеты(Астероиды) — космические тела размером в сотни километров и меньше, движущиесявокруг Солнца по эллиптическим орбитам, расположенным преимущественно междуорбитами Марса и Юпитера. Самые маленькие астероиды имеют размер несколькоменьше 1 км. Число малых планет быстро растет при переходе от крупных к мелким,которые уже можно считать крупными метеоритными телами.
Первая малая планета- Церера — была открыта случайно 1 января 1801 года итальянским астрономомПиацци. В настоящее время известно уже несколько тысяч малых планет. Примернодля 2000 из них известны точные орбиты. Общее число малых планет внутри орбитыЮпитера, доступных наблюдениям, оцениваются в 100000. Но их суммарная массаменьше 1/1000 массы земного шара.
Малым планетам стипичными орбитами присваивались женские имена, малые планеты с теми или инымиособенностями движения получали мужские имена. В последнее время, однако, этоправило не соблюдается. У подавляющего большинства малых планет большие полуосиих орбит заключены между 2,2 и 3,6 а.е. Они образуют так называемое кольцо илипояс малых планет (астероидов).
Орбиты малых планетв среднем более вытянуты и более наклонены по эклиптике, чем орбиты большихпланет. Известно несколько десятков малых планет движущихся вдоль орбитыЮпитера и образующих две устойчивые группы — на расстоянии 60Овпереди и позади планеты (так называемые Троянцы и Греки — они все названыименами героев троянской войны). У малой планеты Педальго имеющей вытянутуюорбиту с большой полуосью в 5,8 а.е. афемий расположен дальше орбиты Сатурна,но благодаря большому наклону орбиты Педальго не происходит его сближение сСатурном. Еще большей орбитой обладает малая планета Хеерон. Ее орбитапроходит в основном между орбитами Сатурна и Урана, но в перигелии заходитвнутрь орбиты Сатурна.
Некоторые малыепланеты имеют небольшие вытянутые орбиты, приближающиеся к орбите Земли (малыепланеты группы Амура) или даже заходящие внутрь нее ( малые планеты группыАполлона и Атона). Малая планета Икар заходит даже внутрь орбиты Меркурия.Малые планеты группы Аполлона и некоторые из группы Амура могут сближаться сЗемлей. Крайне редко они даже сталкиваются с ней, образуя при уларе о сушугигантские “метеоритные” кратеры, а при попадании в океаны и моря порождают гигантскиеволны.
Существует гипотеза,согласно которой в том месте, где сейчас движутся астероиды, когда -тонаходилась планета. Эта планета (у нее даже есть два названия: однотрадиционное — Фаэтон, а другое — планета Ольберса) разрушалась либо врезультате столкновения с крупным телом, либо под действием каких-то другихсил, например под действием приливных сил Юпитера. Обломки этой гипотетическойпланеты и есть астероиды.
Такое предположениев настоящее время высказывают многие ученые. Долгое время размеры малых планетоценивали приближенно, на основании видимого блеска и предполагаемойотражательной способности. В последние годы размеры и отражательные способностикрупнейших малых планет определяют путем измерения инфракрасного излучения исравнения его с количеством отраженного видимого света, а также на основеэмпирической зависимости поляризационных свойств поверхности и от ееотражательной способности. К настоящему времени получены такие сведения почти о200 малых планетах поперечником больше 70 км. Самые большие малые планеты имеютследующие размеры: Церера — 1003 км., Паллада — 608 км., Веста — 538 км., Тгия-450 км.
Малые планеты, движущиеся внутриорбиты Юпитера, считаются каменистыми телами, родственными планетам земнойгруппы. Это подтверждаются спектрофотометрическими наблюдениями, которыепоказывают, что почти все они по отражательным свойствам похожи на метеоритытех или иных типов.
Метеориты — вестники космоса.
Метеориты — каменныеили железные тела, падающие на Землю из межпланетного пространства. Падениеметеоритов на Землю сопровождается звуковым, световым и механическим явлением.По небу проносится яркий огненный шар называемый болидом, сопровождаемыйхвостом и разлетающимися искрами. После того как болид исчезает, черезнесколько секунд раздаются похожие на взрывы удары, называемые ударнымиволнами, которые иногда вызывают значительное сотрясение грунта и зданий.
Метеориты могут выпадать в техслучаях, когда скорость вторгшегося в земную атмосферу метеорного тела непревосходит 22 км/с и если это тело обладает достаточно механическойпрочностью. В месте падения метеоритов образуются углубления, размеры и формакоторых зависят от массы метеоритов и скорости из падения.
Самый крупный метеорит был найден вЮго-Западной Африке в 1920 году. Метеорит этот, Гоба (названия даются понаселенному пункту, ближайшему к месту падения) железный, масса его 60 т. Ккрупнейшим метеоритам относится железный Сихотэ — Алинский, упавший в СССР в1947 году. Он еще в атмосфере раскололся на тысячи частей и выпал на Землю“железным дождем”. При ударе о грунт части метеорита раздробили скальныепороды, образовав в них кратеры и воронки. Было обнаружено 200 кратеров иворонок диамтром от 20 см до 26 м. Масса Сихотэ -Алинского метеоритаоценивается в 70 т., собрано более 23 т.
Метеориты состоят изтех же химических элементов, которые имеются на Земле. Это в основном следующие8 элементов: Железо, никель, магний, кремний, сера, алюминий, кальций икислород. Остальные элементы встречаются в метеоритах в очень малыхколичествах. Соединяясь между собой, эти элементы образуют в метеоритахразличные минералы, большинство которых имеется и на Земле. Но встречаютсяметеориты с неизвестными на земном шаре минералами.
Железные метеоритыпочти целиком состоят из железа. В соединении с никелем и незначительнымколичеством кобальта. В каменистых метеоритах находятся силикаты-минералы,представляющие собой соединения кремния с кислородом и примесью другихэлементов (магния, алюминия, кальция и др.). Железно каменные метеориты состоятпочти из равных количеств каменистого вещества и никелистого железа. В нашевремя в коллекциях мира собраны метеориты, представляющие приблизительно 3500отдельных падений. Около 1/3 из этого числа метеоритов наблюдались при падении;остальные находки.
Кометы
Кометы — телаСолнечной системы, имеющие вид туманных объектов, обычно со светлым сгустком — ядром в центре и хвостом. Они принадлежат к числу наиболее красивых небесныхтел. Кометы могут наблюдаться тогда, когда небольшое ледяное тело, называемоеядром кометы, приближается к солнцу на расстояние, меньше 4-5 а.е.,прогреваются его лучами и из него начинают выделятся газы и пыль, которые видныв результате их освещения Солнцем. Газы и пыль, выделяющиеся из ядра, создаютвокруг него туманные оболочки — атмосферу кометы, составляющую вместе с ядромголову кометы. Атмосфера кометы непрерывно рассеивается в межпланетноепространство: под действием светового давления и взаимодействия с солнечнымветром газы и пыль уносятся в направлении от Солнца, образуя хвост комет.
У большинства комет в серединеголовы наблюдается яркое звездообразное “ядро”, представляющее собой свечениецентрально, Наиболее плотной зоны газов, вокруг истинного ядра кометы. Головакометы и ее хвост не имеют резких очертаний. Их видимые размеры зависят отинтенсивности выделения газов и пыли из ядра, определяемой размерами ядра и егоблизостью к Солнцу, а с другой стороны от яркости фона неба. Время от временита или иная комета сближается с какой -либо массивной планетой, и это приводитк резкому изменению ее орбиты.
Поперечник головыкометы обычно оставляет десятки и сотни тысяч километров, но, например у кометы1680 года и у яркой кометы 1811 года он миллион километров, а хвост был виденна протяжении 300 млн.км., т.е. его длина была вдвое больше расстояния от Землидо Солнца.
Согласноклассификации, предложенной в 70х годах ХIХ века русскимастрономом Ф.А. Бородихиным, все кометные хвосты подразделяются на три типа:хвосты 1 типа направленные прямо от солнца; хвосты 2 типа изогнуты иотклоняются назад по отношению к орбитальному движению кометы; хвосты 3 типапочти прямые, но заметно отклоняются назад. Современные исследования позволилиустановить, что хвосты 1 типа — плазменные, имеют струйчатую структуру исостоят из ионизированных молекул, которые с большим ускорением уносятся прочьот ядра вследствие электромагнитного взаимодействия с солнечным ветром. Хвосты2 типа образованы пылевыми частицами разной величины, непрерывно выделяющиесяиз ядра. Хвосты 3 типа появляются в том случае, когда из ядра одновременновыделяется целое облако пылинок.
Около 1950 годаудалось установить, что ядра комет — это сравнительно небольшие ледяные тела,состоящие из замерзших газов, перемешенных с некоторым количеством нелетучихкаменистых веществ. Поперечником ядер бывают обычно от нескольких сотен метровдо нескольких километров, и поэтому ядра не видны.
Свечение газов в кометах — этопере излучение солнечного света, причем пере излучаются лишь лучи определенныхдлин волн, характерных для данной молекулы. Как показывает изучение спектров,почти у всех комет излучение головы порождается нейтральными молекулами,состоящими из двух или трех атомов. В 70-х годах было установлено присутствие вкометах атомарного кислорода, водорода и углерода. В 1974 году впервые удалосьобнаружить радиоизлучение кометных молекул.
В настоящее время ежегоднооткрывают 5-7 новых комет и довольно часто один раз в 2-3 года вблизи Земли иСолнца проходит яркая комета с большим хвостом.
В 1996 году 31января японский любитель астрономии Юи Хиякутаке открыл новую комету, котораяполучила официальное обозначение — с/1996В2, которая 25 марта прошла нарасстоянии 15 млн. Км. От Земли со скоростью 58 км/с. А в начале маякосмическая путешественница — комета Хиякутаке — скрылась в лучах Солнца иобогнув его, начала свой обратный путь за пределы Солнечной системы.
Заканчивая общий обзор Солнечнойсистемы, необходимо отметить еще одно очень важное обстоятельство. НашаСолнечная система является системой устойчивой, по крайней мере в течениенескольких сотен миллионов лет. Это означает, что форма, размеры ивзаимодействие планет, взаимная ориентировка орбит тел, ее составляющих, не могутзначительно измениться с течением времени, претерпевая лишь периодическиеколебания около своих средних значений. Конечно, главная причина устойчивостиСолнечной системы заключается в том, что 99,87% всей массы сосредоточено всолнце.
www.ronl.ru
ЭКЗАМЕНАЦИОННЫЙРЕФЕРАТ
ПО АСТРОНОМИИ
на тему
“СТРОЕНИЕСОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ”
Выполнила ученица 11 “Б” класса
Средней школы № 15
Самарского района
Урсатьева Надежда
УЧИТЕЛЬ: Жидкова И.В.
САМАРА — 97
План.
1. <span Times New Roman"">
Обзор солнечной системы с.32. <span Times New Roman"">
Планеты земной группы:а)Меркурий. с.3
б)Венера с.5
в)Система Земля — Луна с.7
г)Марс с.11
3,Планеты гиганты
а)Юпитер с.13
б)Сатурн с.14
в)Уран с.16
г)Нептун с.16
4. <span Times New Roman"">
Плутон с.175. <span Times New Roman"">
Малые планеты(Астероиды) с.186. <span Times New Roman"">
Метеориты — Вестники космоса с.197. <span Times New Roman"">
Кометы с.208. <span Times New Roman"">
Список литературы с.22Солнечная система представляет собой группу небесныхтел, весьма различных по своим размерам и физическому строению. В эту группувходят: Солнце, Девять больших планет, вместе с 61 спутником, более 100000планет (астероидов), порядка десяти комет, а также бесчисленное множествометеорных тел движущихся как роями так и в виде отдельных частиц.
Все эти тела объединены в одну систему благодаря силе притяжения центрального тела — Солнца. Масса солнца приблизительно в 750 раз превосходит массу всех остальныхтел, входящих в эту систему. Гравитационное притяжение звезды является главнойсилой, определяющей движение всех обращающихся вокруг него тел Солнечнойсистемы. Среднее расстояние от солнца до самой далекой от него планеты Плутон39,5 а.е., что очень мало по сравнению с расстоянием до ближайших звезд. Тольконекоторые кометы удаляются от солнца на 105 а.е. и подвергаютсявоздействию притяжения звезд.
В Солнечной системе наблюдается огромный диапазонмасс, особенное если учесть наличие в межпланетном пространстве космическойпыли. Различие в массах между солнцем икакой-нибудь пылинкой в тысячную долю миллиграмма будет составлять около 40порядков (иначе говоря, отношение их масс будет выражаться числом с 40нулями.).
<img src="/cache/referats/5791/image002.gif" v:shapes="_x0000_i1025">
При ознакомлении с планетами бросается в глазарезкое разделение их на две группы как по массе и другим физическим признакам,так и по расстояниям от солнца эти группы: планеты гиганты и планеты земнойгруппы. К первой группе относятся Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон, ковторой - Меркурий, Венера, Земля иМарс.
Меркурий.
Меркурий, Ближайшая к солнцу планета Солнечнойсистемы, была для астрономов длительное время полной загадкой не был точноизвестен период ее вращения вокруг оси. Из — за отсутствия спутников не былаточно известна масса. Близость к солнцу мешала производить наблюдения поверхностей. В то время какспектры планеты говорили об отсутствии у нее атмосферы, некоторые наблюдателизамечали порой какие-то “туманы”, скрывавшие конфигурацию темных и светлыхпятен, с трудом наблюдаемые на его диске. Поляриметрические наблюдения О.Дольфюса в 1950 году далее указания на наличие весьма слабой атмосферы, в 300раз разреженнее земной. Но полной уверенности в этом не было. Только в 1965году, благодаря применению радиолокации был измерен период вращения Меркуриявокруг оси, оказавшийся равным 58,65 суток,
т.е.ровно2/3 периода обращения вокруг солнца. Еще в 1882 году Дж. Скиапарелли из визуальных наблюдений сделал вывод,что Меркурий, расположенный на расстоянии 58000000 километров от солнца полныйоборот вокруг него совершает за 88 суток. Отсюда был сделан вывод, чтосолнечные сутки на Меркурии продолжаются 176 дней .
Осьвращения Меркурия оказалась почти перпендикулярной к плоскости его орбиты.
Отражательная способность Меркурия(альбеда) очень мала — около 0.07. Как показали радионаблюдения, температураподсолнечной точки планеты (т.е. в пункте где солнце находится в зените)достигает 620 К. Температура ночного полушария Меркурия около 110 К.
Спомощью радионаблюдений удалось определить тепловые свойства наружного покровапланеты, которые оказались близкими к свойствам тонко раздробленных пород илунного регалита. Причиной такого состояния пород является, по-видимому,непрерывные удары мелких метеоритов, почти не ослабляемое весьма разряженнойатмосферой Меркурия.
Фотографирование поверхности Меркурия Американскимкосмическим аппаратом “Маринер 10” в 1974 -1975 годах показала, что по видупланета напоминает Луну. Поверхность усеяна кратерами разных размеров, причемих распределение по величине диаметра аналогично распределению кратеров Луны.Это говорит о том, что они тоже образовались в результате интенсивнойметеоритной бомбардировки миллиарды лет назад на первых этапах эволюциипланеты. Встречаются кратеры со светлыми лучами, с центральными горками и безних, с темным и светлым дном, с резкими очертаниями валов(молодые) иполуразрушенные (древние). Обнаружены долины, напоминающие известную долинуАльп на Луне, гладкие округлые равнины, получившие названиябассейнов(наибольшие из них — Калорис — имеет диаметр 1300 км.), атакже крутые уступы высотой до нескольких километров.
Наличие темного вещества в бассейнахи заполненных лавой кратерах свидетельствует, что в начальный период начальнойистории планета испытала сильное внутреннее разогревание, за которымпоследовала одна или несколько эпох интенсивного вулканизма.
Атмосфера Меркурия очень разряженапо сравнению земной атмосферой. По данным полученным с помощью “Маринеро10”,ее плотность не превосходит плотность Земной атмосферы на высоте 620 км. Всоставе атмосферы обнаружено небольшое количество водорода, гелия и кислорода,присутствуют и некоторые инертные газы ,
напримераргон и неон. Такие газы могли выделится в результате распада радиоактивныхэлементов, входящих в состав грунта планеты. Обнаружены слабое магнитное поле,напряженность которого меньше, чем у Земли, и больше чем у Марса. Межпланетноемагнитное поле, взаимодействуя с ядром Меркурия, может создавать в немэлектрические токи. Эти токи, а также перемещения зарядов в ионосфере, которая у Меркурия слабее посравнению с Земной, могут поддерживать магнитное поле планеты. Взаимодействуя ссолнечным ветром, оно создает магнитосферу. Средняя плотность Меркурия значительновыше лунной (5,45 г/см3), т. е. Почти равна средней плотностиЗемли. Высказывается гипотеза о том, что Меркурий имеет мощную силикатнуюоболочку (500 — 600 км), а оставшиеся 50 % объема занимает железоникелевое ядро. В целом диаметр планеты составляет 4 879 км. Жизнь на Меркурии из-за оченьвысокой дневной температуры и отсутствия жидкой воды не может существовать.
Венера.
Венера, как и Меркурий, раскрыласьперед нами в основном за последние 30 лет. Длительное время мы не знали нидавления атмосферы у поверхности планеты ни ее
радиуса.Астрономические наблюдения давали лишь радиус облачного слоя , окружающего планету в пределах от 6100 до6200 км. Первое уверенное определение диаметра планеты было сделано в 1965 году израдиоастрономических наблюдений с помощью радиоинтерферометра Оуэис Велли советским ученым А.Д. Кузьминым иАмериканским ученым Б.Дж. Кларком. Кузьмин и Кларк получили значения 12114 км.
Затемпоследовала большая серия радиолакационных измерений в СССР и США, в ходе которых диаметр Венеры всеуточнялся. Окончательное его значение 12100 км.(95 % диаметра Земли). МассаВенеры была уточнена по пролетам мимо планеты американских космическихаппаратов “Меринер 2”, “Меринер 5” и “Меринер 10”. Она составляет 1:408400массы солнца или 81,5% массы Земли по массе и размерам была уточнена средняяплотность Венеры, 5,2 гр/см3 определено ускорение силы тяжести на поверхности 8,9 м/с 2 (91%земного). Среднее расстояние от Солнца до Венеры 108 млн. Км. Период обращениявокруг него 225 суток. Во время нижних соединений может приближаться к Земле до40 млн. Км., т.е. ближе любой другой большой планеты солнечной системы.Синодический период (от одного нижнего соединения до другого) равен 584 суткам.Наилучшие условия видимости Венеры приходится на период элонгации; хотя угловоерасстояние Венеры от Солнца не превышает 48 градусов, вследствие чего онавидна либо после захода Солнца (вечерняя звезда), либо не задолго до еговосхода (утренняя звезда), Венера — самое яркое светило на небе после солнца иЛуны — была известна людям еще с глубокой древности.
Периодвращения Венеры долго не удавалось определить из-за плотной атмосферы иоблачного слоя, окутывающих эту планету. Только с помощью радиолокации было
установлено, что он равен 243,2 суток, причем Венера вращается в обратную сторону посравнению с Землей и другими планетами. Наклон оси вращения Венеры к плоскостиее орбиты равен почти 87 градусов. Из — за необычного сочетания направлений ипериодов вращения и обращения вокруг Солнца смена дня и ночи на Венерепроисходит за 117 суток, поэтому день и ночь там продолжаются по 58,5 суток.
Существованиеатмосферы Венеры было обнаружено в 1761 году М.В. Ломоносовым при наблюденияхпрохождения ее по диску Солнца. В ХХ веке с помощью спектральных исследований ватмосфере Венеры найден углекислый газ, который оказался основным газом ееатмосферы. По данным советских межпланетных станций серии “ Венера”, на долюуглекислого газа приходится 96,5% всегосостава атмосферы Венеры. В нее входит также около 3% азота и небольшиеколичества инертных газов, кислорода, окиси углерода, хлороводорода ифтороводорода. Кроме того, в ее атмосфере содержится около 0,1 % водяного пара.Углекислый газ и водяной пар создают в атмосфере Венеры парниковый эффект, приводящийк сильному разогреванию поверхности планеты. Причина этого состоит в том, чтооба газа интенсивно поглощают инфракрасные (тепловые) лучи, испускаемыенагретой поверхностью Венеры. Температура ее
около500О С.
Облачный слой Венеры, скрывающий отнас ее поверхность как установлено автоматическими станциями, расположен навысотах 49 — 68 км над поверхностью, по плотности напоминают легкий туман. Нобольшая протяженность облачного слоя делает его непрозрачным для земногонаблюдателя. Из чего же состоит венерианские облака?
Первоначальноепредположение об их водном составе (то есть о подобии их земным облакам)пришлось отбросить, поскольку по данным поляризационных наблюдений ихпоказатель преломления равен 1,44, а у воды и льда он равен 1,31 — 1,33. В 1972-1973 годах американский ученый Г.Стилл и английский ученый Э. Янг независимодруг от друга по данным спектральных и других исследований установили, чтооблака состоят из капелек водного раствора серной кислоты. Освещенность наповерхности в дневное время подобна земной в серый пасмурный день.
Из космоса облака Венеры выглядяткак система полос, располагающихся обычно параллельно экватору планеты, однакопорой они образуют детали, которые были замечены еще с Земли, что и позволилоустановить примерно 4 — суточный период вращения облачного слоя. Это 4-суточноевращения планеты со скоростью 100 м/с.
Атмосферноедавление у поверхности Венеры составляет около 9 МПа, а плотность почти в 70раз превосходит плотность земной атмосферы. Количество углекислого газа ватмосфере Венеры в 400 тыс. Раз больше, чем в земной атмосфере (углекислый газявляется преобладающим в атмосфере Венеры до высоты 150 км.) Причиной этого,вероятно является интенсивная в прошлом вулканическая деятельность, а крометого, отсутствие на Венере двух основных поглотителей углекислого газа — океанас его планктоном и растительности. Самые верхние слои атмосферы Венеры состоятпочти целиком из водорода.
Радиолокацияи исследования с помощью космических аппаратов позволили изучить
невидимыйиз-за облаков рельеф Венеры. На поверхности планеты обнаружены обширные плоскиеравнины и плато, охватывающие более 85% ее поверхности, и менеераспространенные горные районы. Наибольшая высота гор Венеры достигает 12 км,но такие вершины встречаются редко. Межпланетные станции серии “Венера” иамериканская станция “Пионер — Венера” позволили обнаружить много кратеровдиаметром от 10 до 300 км, но сильно сглаженных и плоских. Обнаружены такжевулканы и вулканические кальдеры. Поверхность Венеры в целом более гладкая чемповерхность Луны. На фотографиях поверхности Венеры, переданных спускаемымиаппаратами серии “Венера”, видны каменистые пустыни с характерными скальнымиобразованьями. На снимке с “Венеры — 9” видна свежая осыпь камней. Внешний видкамней и их анализ с помощью гамма — спектрометра говорят об их магматическомпроисхождении. Как и Меркурий, Спутников Венера не имеет.
Земля.
Земля — это третья по удаленности от Солнца планета.Она движется вокруг Солнца по эллиптической орбите, большая полуось которой,(то есть среднее расстояние между центрами Земли и Солнца) в астрономиипринята в качестве единицы длины(астрономическая единица) для измерения расстояний между небесными телами впределах Солнечной системы. Расстояние от Земли до Солнца в различных точкахорбиты неодинаковое, в перигелии (3 января) оно приблизительно на 2,5 млн.км.меньше, а в афемии (3 июля) — на столько же больше среднего расстояния,составляющего 149,6 млн.км.
В процессе движения нашей планеты поорбите ( со скоростью около 30 км/ч)вокруг солнца плоскость земного экватора,наклоненная к плоскости орбиты на угол 23О27’, перемещается параллельносамой себе таким образом, что в одних участках орбиты земной шар наклонен ксолнцу своим Северным полушарием, а в других — Южным. Согласно современнымкосмогоническим представлением, Земля образовалась 4,6 млрд. Лет назад путемгравитационной конденсации из рассеянного в околосолнечном пространствегазопылевого вещества, содержавшего все известные в природе химическиеэлементы.
Большуючасть поверхности Земли занимает Мировой океан (361 млн км2 или 71%)суша составляет 149 млн км2 (29 %). Средняя глубина Мирового океана- 3900 м. Существование осадочных пород, возраст которых ( по даннымрадиоизотопного анализа) превосходит 3,7 млрд.лет, служит доказательствомсуществования на земном шаре обширных водоемов уже в ту далекую эпоху. Насовременных континентах наиболее распространены равнины, главным образомнизменные, а горы — в особенности высокие занимают незначительную частьповерхности планеты, так же как и глубоко водные впадины на дне океанов.
ФормаЗемли, как известно, близкая к шарообразной, при детальных измеренияхоказывается очень сложной, даже если обрисовать ее ровной поверхностью океана(не искаженного приливами, ветрами и течениями) и условным продолжением этойповерхности под континенты. Неровности поддерживаются неравномернымраспределением массы в недрах Земли. Такая поверхность была названа геоидом.Геоид (с точностью порядка сотен метров) совпадает с эллипсоидом вращения, экваториальныйрадиус которого 6378,140 км, а полярный радиус на 21,385 км меньшеэкваториального, т.е. 6356,755 км. Разница этих радиусов возникла за счетцентробежной силы, создаваемой суточным вращением Земли.
Суточноевращение земного шара происходит с практически постоянной угловой скоростью спериодом 23 ч. 56 мин. 4,1 с. Т. е. заодни сутки больше, чем солнечных. Ось суточного вращения Земли направлена своимконцом (северным) приблизительно на звезду альфа Малой Медведицы, Котораяпоэтому называется Полярной звездой.
Однаиз особенностей Земли как планеты — ее магнитное поле, благодаря которому мыможем пользоваться компасом. Под действием исходящего от солнца течения плазмы(солнечного ветра) магнитное поле Земли искажается и приобретает шлейф внаправлении от солнца, который простирается на сотни тысяч километров.
Нашапланета окружена обширной атмосферой. Основными газами, входящими в составнижних слоев атмосферы Земли являются азот( 78%), кислород ( 21%) и аргон ( 1%). Других газов в атмосфере планеты оченьмало, например углекислого газа около 0,03 %.
Атмосферноедавление на уровне поверхности океана составляет при нормальных условияхприблизительно 0,1 МПа. Полагают, чтоземная атмосфера сильно изменилась в процессе эволюции: обогатилась кислородоми приобрела современный состав в результате длительного химическоговзаимодействия с горными породами и при участии биосферы, т.е. растительных иживых организмов.
Масса Земли была найдена изэкспериментальных измерений физической постоянной тяготения и ускорения силытяжести(на экваторе ускорение силы тяжести равно 9,8 м/с2 ). Длямассы Земли получено значение 6 х 10 24 кг, что соответствуетсредней плотности вещества 5,51 г/см2. Определено, что средняяплотность минералов на поверхности Земли приблизительно вдвое меньше среднейплотности Земли. Из этого следует, что плотность вещества в центральных частяхпланеты вышесредней для всей Земли. Полученный из наблюдений момент инерцииЗемли, который сильно зависит от распределения плотности вещества вдоль радиусапланеты, свидетельствует так- же о значительном увеличении плотности отповерхности к центру.
Поток тепла из недр, различный в различных участкахповерхности Земли, в среднем близок к 1,6 х 10-6 кал х см-2х с-1, что соответствует суммарному выходу энергии 1028эрг в год.
Мы живем на дне воздушного океана — атмосферы. Столбвоздуха над одним квадратным сантиметром земной поверхности имеет массу 1 кг, амасса всей атмосферы равна 5,16 х 1021 г. Физические свойстваатмосферы меняются как по вертикалитак и по горизонтали. Изменяется от места к месту и с высотой — температура,давление, плотность, состав и электрические свойства воздуха, скорость инаправление ветра и т.п.
Особенно существенно свойства атмосферы меняются свысотой, Поэтому, основываясь на характере изменения тех или иных параметроватмосферы с высотой, ее делят на концентрические слои По составу атмосферуделят на гомосферу и гетеросферу.При рассмотрении электрических свойстватмосферы выделяют ионосферу — слой, в котором воздух сильно ионизирован.Наиболее распространено деление атмосферы по характеру изменения температуры свысотой. При этом выделяют тропосферу, стратосферу, мезосферу и термосферу(Рис.2.).
<div v:shape="_x0000_s1026">
<img src="/cache/referats/5791/image004.jpg" v:shapes="_x0000_i1026">
Переходныеобласти между этими слоями называются соответственно тропопаузой, стратопаузойи мезопаузой.Тропосфера — это прилегающая к земной
поверхностиобласть, в которой температура
болееили менее равномерно уменьшается
свысотой. Средняя скорость паления температуры
втропосфере составляет 6,5 О на 1 км.
Верхнейграницей тропосферы является тропопауза
толщинойв среднем 1 -2 км.
В тропосфере заключено свыше 80% массы
атмосферыи практически весь водяной пар. Вней
протекаютфизические процессы которые, обуславливают
туили иную погоду. В тропосфере осуществляется все
превращенияводяного пара. В ней образуются облака
иформируются осадки. Температура в тропосфере сильно
меняетсяот места к месту и во времени. Однако она почти
всегдауменьшается при движении от экватора к полюсам.
Стратосфера характеризуется постоянством или ростомтемпературы с высотой и исключительной сухостью воздуха. Верхняя границастратосферы — стратопауза — расположена в среднем на высотах 50-55 км.Температура остается более или менее постоянной с высотой лишь в нижней частистратосферы. Выше 25 км 0-10 градусов Цельсия. Несмотря на сухость воздуха, ввысоких широтах на высоте 22-27 км иногда возникают очень тонкие перламутровыеоблака. Их можно заметить лишь в сумерки когда они освещены солнцем,находящиеся под горизонтом. Погоды в общепринятом смысле в стратосфере нет.
Мезосфера — слой, лежащий надстратосферой и характеризующийся падением температуры с высотой. Верхняяграница мезосферы — мезопауза совпадает с минимум температуры и расположена навысоте около 85 км. Из-за падения температуры с высотой в мезосфере возможныконвективные движения. На реальность таких движений указывает наличиесеребристых облаков, которые иногда наблюдаются под метопаузой. Они, как иперламутровые очень тонки и видны лишь после захода Солнца.
Термосфера лежит над мезопаузой. Температура в нейбыстро растет от — 90ОС на высоте около 90 км. До 1000 — 2000ОСна высоте 400 км. Выше 400 км температура почти не меняется с высотой.Температура и плотность воздуха очень сильно зависят от времени суток и года. Свысотой зависимость увеличивается. С помощью искусственных спутников былоустановлено, что плотность воздуха днем больше, чем ночью: на высоте 200 км. В1,5 — 2 раза, на высоте 600 км в 6-8 раз. Это объясняется резким ростомтемпературы термосферы от ночи ко дню. Температура и плотность воздуха втермосфере сильно зависят от солнечной активности. В годы максимума еетемпература и плотность значительно выше, чем в годы минимума.
На основе всего комплекса современных научных данныхпостроена модель внутреннего строения Земли. Твердую оболочку земного шараназывают литосферой. Верхний слой литосферы — это земная кора, минералы которойсостоят преимущественно из оксидов кремния и алюминия, окислов железа ищелочных металлов. Земная кора имеет неравномерную толщину: 35-65 км наконтинентах и 6-8 под дном океанов. Верхний слой земной коры состоит изосадочных пород, нижний — из базальтов. Между ними находится слой гранитов,характерный только для континентальной коры. Под корой расположена мантия,имеющая иной химический состав и большую плотность. Граница между корой имантией называется поверхностью Мохоровича, В ней Скачкообразно увеличиваетсяскорость распространения сейсмических волн.
На глубине 120 -150 км под материками и 60- 4- км.Под океанами залегает слой мантии, называемый астеносферой. Здесь веществонаходится в близком к плавлению состоянии, вязкость его сильно понижена. Нижеастеносферы, начиная с глубины около 410 км. “Упаковка” атомов в кристаллахминералов уплотнена под влиянием большого давления. Резкий переход обнаруженсейсмическими методами исследований на глубине около 2920 км. Выше этой отметкиплотность вещества составляет 5560 кг/м3, а ниже ее 10080 кг/м3
Здесьначинается Земное ядро, или точнее внешнее ядро, так, как в его центренаходится еще одно — внутреннее ядро, радиус которого 1250 км. Внешнее ядро,очевидно находится в жидком состоянии, с которым связывают происхождениемагнитного поля; внутреннее ядро, по-видимому, твердое. У нижней границы мантиидавление достигает 130 ГПа, температура там не выше 5000 К. В центре Землитемпература, возможно поднимается до 10000 К.
Луна- ближайшее к Земле небесное тело, естественный спутник нашей планеты. Онаобращается вокруг Земли на расстоянии около 400 тыс. Км. т.е. всего 30 поперечников земного шара. ДиаметрЛуны лишь в 4 раза меньше Земного, он равен 3476 км. В отличие от сжатой уполюсов Земли, Луна по форме гораздо ближе к правильному шару. Темный шар Лунывиден на небосклоне лишь благодаря отраженному свету. Внешний вид Луны зависитот взаимного расположения Солнца, Земли и Луны. За 29,5 суток — периодвозвращения Луны в первоначальное положение относительно Земли и Солнца — онпретерпевает полный цикл изменений — смену лунных фаз.
Еслисмотреть со стороны Северного полюса, Луна, как и все планеты и спутникиСолнечной системы, обращается вокруг Земли в направлении против часовойстрелки. За один оборот вокруг Земли она затрачивает 27,3 сут. Время одногооборота ее вокруг оси. Поэтому Луна постоянно повернута к Земле одной и той жестороной. Предполагают, что в ранние периоды своей истории Луна вращаласьвокруг оси несколько быстрее и, следовательно, поворачивалась к Земле разнымичастями своей поверхности. Но из-за близости массивной Земли в твердом телеЛуны возникали значительные приливные волны. Они действовали на быстровращающуюся Луну. Процесс торможения продолжался до тех пор, пока она неоказалась постоянно повернутой к Земле только одной стороной. В общей сложностис Земли можно увидеть 59% лунной поверхности.
Перваякарта обратной стороны Луны и первый полный лунный глобус были составлены уже вХХ в советскими астрономами: 7 октября 1959 года советская межпланетная станция“Луна — 3”, совершив облет Луны, сфотографировала ее обратную сторону. Это былипервые телефотографии, переданные из космического пространства. По предложениюсоветских астрономов Международныйастрономический союз поместил на первую карту обратной стороны Луны 18 названийвновь открытых образований. Появились на Луне Море Москвы, кратеры Герц,Курчатов, Ломоносов, Максвелл, Менделеев, Попов, Складовская — Кюри,Циолковский и др.
Космическиеполеты к Луне обусловили бурное развитие исследований в области геологии,геохимии и геофизики этого небесного тела. Луна стала одним из тех небесныхтел, изучение которого помогает ученым лучше понять особенности строениепланеты Земля, на которой мы живем. 20 июня 1969 г. На Луну впервые высадилсячеловек.
Чтоже представляет собой наш спутник? В недрах Луны выделяют различные посвойствам ядро, мантию и кору. В мантии Луны залегают очаги лунотрясений,частота которых регулярно изменяется в зависимости от положения Луны на орбитепо отношению к Земле. Луна полностью лишена воды; названия “моря”, “мысы”,“заливы” сохраняются на лунных картах только по традиции. Лунные моря совершенносухи и представляют собой обширные,залитые некогда базальтовой лавой, низины. Об этом говорят поднимающиесяместами среди морей гребни кольцевых валов — следы кратеров, погребенных подлавовыми потоками. Лунные моря вкраплены в материки, которые сложены горнымипородами, претерпевшими долгую и сложную эволюцию.
Вотдельных местах лунной поверхности наблюдаются кратковременные истечениягазов. Однако Луна в целом лишена атмосферы, и ветры, которые разрушают горныепороды на Земле, на Луне отсутствуют. Вместе с тем из-за отсутствия атмосферыбесчисленные следы лунной поверхности оставляют метеориты. Поэтому Вся ееповерхность на несколько метров вглубь, словно ватным одеялом, укрыта слоеммелкого раздробленного вещества, образующего как бы слежавшуюся губчатую массу- реголит.
Реголитслужит прекрасным термоизолятором. Вообще колебания температуры на поверхностиЛуны очень велики. На экваторе они составляют + 130ОС в лунныйполдень, до — 170 ОС ночью.Однако благодаря слою реголита указанные перепады температур распространяютсядо глубины всего в несколько десятков сантиметров. Ниже температура лунныхпород остается постоянной.
МассаЛуны всего в 81,3 раза меньше массы Земли и равна 7,25 х 1025 г. Этоставит Луну на совершенно особое место среди спутников всех других планет,которые меньше своих хозяев по крайней мере в тысячи раз. В следствии этогоученые склонны рассматривать систему Земля -Луна как уникальную “двойнуюпланету”.
Средняяплотность Луны составляет 3,34 г/см3, а силатяжести на поверхности Луны в 6 раз меньше, чем на Земле, т.е. 1,62 м/с2.Специальные астрологические исследования показали, что у Луны нет естественныхспутников
Марс
Марс- четвертая по расстоянию от Солнца планета Солнечной системы, орбита которогоудалена от солнца на 227 млн.км, Планета периодически подходит к Земле нарасстояние до 57 млн.км, значительно ближе, чем любая из больших планет, кромеВенеры, По диаметру Марс почти вдвое меньше Земли и Венеры (6749км).
Марсокутан газовой оболочкой — атмосферой, которая имеет меньшую плотность чемземная. Даже в глубоких впадинах Марса, где давление атмосферы наибольшее, оноприблизительно в 100 раз меньше, чем у поверхности земного шара, а на уровнемарсианских горных вершин в 500 -1000 раз меньше. Тем не менее в атмосфере Марсанаблюдаются облака и постоянноприсутствует более или менее плотная дымка из мелких частиц пыли и изкристалликов льда. Как показали снимки с американских автоматических посадочныхстанций “Викинг-1” и “Викинг — 2”, Марсианское небо в ясную погоду имеетрозоватый цвет, что объясняется рассеянием солнечного света на пылинках иподсветкой дымки оранжевой поверхностью планеты. По химическому составумарсианская атмосфера отличается от земной и содержит 95,3 % углекислого газа спримесью 2,7 % азота, 7,6% аргона, 0,07% окиси углерода, всего лишь 0,13% кислорода и приблизительно 0,03%водяного пара, содержание которого изменяется, а также примеси неона, криптоидксенона. При отсутствии облаков газовая оболочка Марса значительно прозрачнее,чем земная, в том числе и для ультрафиолетовых лучей, опасных для живыхорганизмов.
Скоростьдвижения Марса по орбите 24 км. В секунду. Полный оборот вокруг солнца онзавершает за 687 земных суток — марсианский год почти в два раза длиннееземного. Солнечные сутки на Марсе длятся 24 часа 37 минут 22 секунды — всего на38 минут длиннее земного. Масса планеты почти в 10 раз меньше земной, поэтомусила тяжести на Марсе в 2,5 раза (3,7 м/с2) меньше, чем на Земле.Значительный наклон экватора к плоскости орбиты (25,2О) приводит ктому, что на одних участках орбиты освещаются и обогреваются Солнцемпреимущественно северные широты Марса, а на других — южные, т.е. происходитсмена сезонов, Эллиптичность марсианской орбиты приводит к значительнымразличиям климата северного и южного полушарий: в средних южных широтах зимахолоднее, а лето теплее, но короче, чем в северных.
Температурные условия на Марсесуровы с точки зрения жителя Земли. Наиболее высокая температура на поверхности290 К в так называемой подсолнечной точке; наиболее низкая — в полярныхрайонах, где в зимний сезон она держится на отметке около 150 К. Полученные изнаблюдений сведения о температуре явились ключом к объяснению природы полярныхшапок, которые при наблюдениях в телескоп видны как светлые, почти белые пятнавозле полюсов планеты. 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 Х IХ начале ХХ века, считали,что полярные шапки Марса — это ледники и снега. По современным данным, обеполярные шапки Марса — северная и южная — состоят из водяного льда с примесьюминеральной пыли и из твердой двуокиси углерода, т.е. сухого льда, которыйобразуется при замерзании углекислого газа, входящего в состав марсианскойатмосферы. В 1975 году на основе материалов телевизионной съемки всейповерхности планеты с космических аппаратов была составлена карта деталеймарсианского рельефа, многие из которых получили названия (кратеры Ломоносов,Королев и т.д.) Задача поисков жизни на Марсе была одной из основных вамериканской программе “Викинг” (посадка на Марсе в 1976 году и одновременнонаблюдение с орбитальных аппаратов).
Однакообнаружить какие — либо следы жизни не удалось, Не оказалось в образцах грунтаи органических соединений. Были проведены исследования элементов, находящихся вмарсианском грунте. Найдено близкое сходство химического состава образцов вдвух взаимно удаленных местах посадки. В исследованных образцах обнаруженобольшое содержание окислов кремния и железа. Содержание серы (вероятно, в видесульфатов) в десятки раз больше чем в земной коре.
На снимках Марса найдены следы какударно — метеоритной, так и вулканической активности, следы многих процессоввыветривание поверхности, перемещения и отложения наносов. На некоторыхучастках обнаружены горные хребты, вулканические конусы и Купола. Встречаютсятакже хаотические нагромождения каменных обломков. Есть на Марсе и горы,относительно вулканической природы которых нет никаких сомнений. Самая большаяиз них — гора Снега Олимпа высотой около 27 км (высочайшая же вершина ЗемлиЭверест не достигает 9 км).
Когдав 1971 году на Марсе бушевала сильнейшая пылевая буря, то конус “Снегов ОлимпаВозвышался над пылевой пеленой.
Жидкой воды на Марсе нет. Прифизических условиях, которые существуют на этой планете, вода на ее поверхностиможет находится только в твердом состоянии — в виде снега, льда или инея.Некоторые ученые считают также, что под поверхностью Марса имеется слой вечноймерзлоты.
Спутники Марса — Фобос (страх) иДеймос(ужас). Еще И.Кеплер, знаменитый современник Галилея, решив расшифроватьанаграмму последнего:
<div v:shape="_x0000_s1027">
Smaismrmielmepoetaleumibuvnenugttaviras
получил:
<table c
www.ronl.ru
ЭКЗАМЕНАЦИОННЫЙРЕФЕРАТ
ПО АСТРОНОМИИ
на тему
“СТРОЕНИЕСОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ”
Выполнила ученица 11 “Б” класса
Средней школы № 15
Самарского района
Урсатьева Надежда
УЧИТЕЛЬ: Жидкова И.В.
САМАРА — 97
План.
1. <span Times New Roman"">
Обзор солнечной системы с.32. <span Times New Roman"">
Планеты земной группы:а)Меркурий. с.3
б)Венера с.5
в)Система Земля — Луна с.7
г)Марс с.11
3,Планеты гиганты
а)Юпитер с.13
б)Сатурн с.14
в)Уран с.16
г)Нептун с.16
4. <span Times New Roman"">
Плутон с.175. <span Times New Roman"">
Малые планеты(Астероиды) с.186. <span Times New Roman"">
Метеориты — Вестники космоса с.197. <span Times New Roman"">
Кометы с.208. <span Times New Roman"">
Список литературы с.22Солнечная система представляет собой группу небесныхтел, весьма различных по своим размерам и физическому строению. В эту группувходят: Солнце, Девять больших планет, вместе с 61 спутником, более 100000планет (астероидов), порядка десяти комет, а также бесчисленное множествометеорных тел движущихся как роями так и в виде отдельных частиц.
Все эти тела объединены в одну систему благодаря силе притяжения центрального тела — Солнца. Масса солнца приблизительно в 750 раз превосходит массу всех остальныхтел, входящих в эту систему. Гравитационное притяжение звезды является главнойсилой, определяющей движение всех обращающихся вокруг него тел Солнечнойсистемы. Среднее расстояние от солнца до самой далекой от него планеты Плутон39,5 а.е., что очень мало по сравнению с расстоянием до ближайших звезд. Тольконекоторые кометы удаляются от солнца на 105 а.е. и подвергаютсявоздействию притяжения звезд.
В Солнечной системе наблюдается огромный диапазонмасс, особенное если учесть наличие в межпланетном пространстве космическойпыли. Различие в массах между солнцем икакой-нибудь пылинкой в тысячную долю миллиграмма будет составлять около 40порядков (иначе говоря, отношение их масс будет выражаться числом с 40нулями.).
<img src="/cache/referats/5791/image002.gif" v:shapes="_x0000_i1025">
При ознакомлении с планетами бросается в глазарезкое разделение их на две группы как по массе и другим физическим признакам,так и по расстояниям от солнца эти группы: планеты гиганты и планеты земнойгруппы. К первой группе относятся Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон, ковторой - Меркурий, Венера, Земля иМарс.
Меркурий.
Меркурий, Ближайшая к солнцу планета Солнечнойсистемы, была для астрономов длительное время полной загадкой не был точноизвестен период ее вращения вокруг оси. Из — за отсутствия спутников не былаточно известна масса. Близость к солнцу мешала производить наблюдения поверхностей. В то время какспектры планеты говорили об отсутствии у нее атмосферы, некоторые наблюдателизамечали порой какие-то “туманы”, скрывавшие конфигурацию темных и светлыхпятен, с трудом наблюдаемые на его диске. Поляриметрические наблюдения О.Дольфюса в 1950 году далее указания на наличие весьма слабой атмосферы, в 300раз разреженнее земной. Но полной уверенности в этом не было. Только в 1965году, благодаря применению радиолокации был измерен период вращения Меркуриявокруг оси, оказавшийся равным 58,65 суток,
т.е.ровно2/3 периода обращения вокруг солнца. Еще в 1882 году Дж. Скиапарелли из визуальных наблюдений сделал вывод,что Меркурий, расположенный на расстоянии 58000000 километров от солнца полныйоборот вокруг него совершает за 88 суток. Отсюда был сделан вывод, чтосолнечные сутки на Меркурии продолжаются 176 дней .
Осьвращения Меркурия оказалась почти перпендикулярной к плоскости его орбиты.
Отражательная способность Меркурия(альбеда) очень мала — около 0.07. Как показали радионаблюдения, температураподсолнечной точки планеты (т.е. в пункте где солнце находится в зените)достигает 620 К. Температура ночного полушария Меркурия около 110 К.
Спомощью радионаблюдений удалось определить тепловые свойства наружного покровапланеты, которые оказались близкими к свойствам тонко раздробленных пород илунного регалита. Причиной такого состояния пород является, по-видимому,непрерывные удары мелких метеоритов, почти не ослабляемое весьма разряженнойатмосферой Меркурия.
Фотографирование поверхности Меркурия Американскимкосмическим аппаратом “Маринер 10” в 1974 -1975 годах показала, что по видупланета напоминает Луну. Поверхность усеяна кратерами разных размеров, причемих распределение по величине диаметра аналогично распределению кратеров Луны.Это говорит о том, что они тоже образовались в результате интенсивнойметеоритной бомбардировки миллиарды лет назад на первых этапах эволюциипланеты. Встречаются кратеры со светлыми лучами, с центральными горками и безних, с темным и светлым дном, с резкими очертаниями валов(молодые) иполуразрушенные (древние). Обнаружены долины, напоминающие известную долинуАльп на Луне, гладкие округлые равнины, получившие названиябассейнов(наибольшие из них — Калорис — имеет диаметр 1300 км.), атакже крутые уступы высотой до нескольких километров.
Наличие темного вещества в бассейнахи заполненных лавой кратерах свидетельствует, что в начальный период начальнойистории планета испытала сильное внутреннее разогревание, за которымпоследовала одна или несколько эпох интенсивного вулканизма.
Атмосфера Меркурия очень разряженапо сравнению земной атмосферой. По данным полученным с помощью “Маринеро10”,ее плотность не превосходит плотность Земной атмосферы на высоте 620 км. Всоставе атмосферы обнаружено небольшое количество водорода, гелия и кислорода,присутствуют и некоторые инертные газы ,
напримераргон и неон. Такие газы могли выделится в результате распада радиоактивныхэлементов, входящих в состав грунта планеты. Обнаружены слабое магнитное поле,напряженность которого меньше, чем у Земли, и больше чем у Марса. Межпланетноемагнитное поле, взаимодействуя с ядром Меркурия, может создавать в немэлектрические токи. Эти токи, а также перемещения зарядов в ионосфере, которая у Меркурия слабее посравнению с Земной, могут поддерживать магнитное поле планеты. Взаимодействуя ссолнечным ветром, оно создает магнитосферу. Средняя плотность Меркурия значительновыше лунной (5,45 г/см3), т. е. Почти равна средней плотностиЗемли. Высказывается гипотеза о том, что Меркурий имеет мощную силикатнуюоболочку (500 — 600 км), а оставшиеся 50 % объема занимает железоникелевое ядро. В целом диаметр планеты составляет 4 879 км. Жизнь на Меркурии из-за оченьвысокой дневной температуры и отсутствия жидкой воды не может существовать.
Венера.
Венера, как и Меркурий, раскрыласьперед нами в основном за последние 30 лет. Длительное время мы не знали нидавления атмосферы у поверхности планеты ни ее
радиуса.Астрономические наблюдения давали лишь радиус облачного слоя , окружающего планету в пределах от 6100 до6200 км. Первое уверенное определение диаметра планеты было сделано в 1965 году израдиоастрономических наблюдений с помощью радиоинтерферометра Оуэис Велли советским ученым А.Д. Кузьминым иАмериканским ученым Б.Дж. Кларком. Кузьмин и Кларк получили значения 12114 км.
Затемпоследовала большая серия радиолакационных измерений в СССР и США, в ходе которых диаметр Венеры всеуточнялся. Окончательное его значение 12100 км.(95 % диаметра Земли). МассаВенеры была уточнена по пролетам мимо планеты американских космическихаппаратов “Меринер 2”, “Меринер 5” и “Меринер 10”. Она составляет 1:408400массы солнца или 81,5% массы Земли по массе и размерам была уточнена средняяплотность Венеры, 5,2 гр/см3 определено ускорение силы тяжести на поверхности 8,9 м/с 2 (91%земного). Среднее расстояние от Солнца до Венеры 108 млн. Км. Период обращениявокруг него 225 суток. Во время нижних соединений может приближаться к Земле до40 млн. Км., т.е. ближе любой другой большой планеты солнечной системы.Синодический период (от одного нижнего соединения до другого) равен 584 суткам.Наилучшие условия видимости Венеры приходится на период элонгации; хотя угловоерасстояние Венеры от Солнца не превышает 48 градусов, вследствие чего онавидна либо после захода Солнца (вечерняя звезда), либо не задолго до еговосхода (утренняя звезда), Венера — самое яркое светило на небе после солнца иЛуны — была известна людям еще с глубокой древности.
Периодвращения Венеры долго не удавалось определить из-за плотной атмосферы иоблачного слоя, окутывающих эту планету. Только с помощью радиолокации было
установлено, что он равен 243,2 суток, причем Венера вращается в обратную сторону посравнению с Землей и другими планетами. Наклон оси вращения Венеры к плоскостиее орбиты равен почти 87 градусов. Из — за необычного сочетания направлений ипериодов вращения и обращения вокруг Солнца смена дня и ночи на Венерепроисходит за 117 суток, поэтому день и ночь там продолжаются по 58,5 суток.
Существованиеатмосферы Венеры было обнаружено в 1761 году М.В. Ломоносовым при наблюденияхпрохождения ее по диску Солнца. В ХХ веке с помощью спектральных исследований ватмосфере Венеры найден углекислый газ, который оказался основным газом ееатмосферы. По данным советских межпланетных станций серии “ Венера”, на долюуглекислого газа приходится 96,5% всегосостава атмосферы Венеры. В нее входит также около 3% азота и небольшиеколичества инертных газов, кислорода, окиси углерода, хлороводорода ифтороводорода. Кроме того, в ее атмосфере содержится около 0,1 % водяного пара.Углекислый газ и водяной пар создают в атмосфере Венеры парниковый эффект, приводящийк сильному разогреванию поверхности планеты. Причина этого состоит в том, чтооба газа интенсивно поглощают инфракрасные (тепловые) лучи, испускаемыенагретой поверхностью Венеры. Температура ее
около500О С.
Облачный слой Венеры, скрывающий отнас ее поверхность как установлено автоматическими станциями, расположен навысотах 49 — 68 км над поверхностью, по плотности напоминают легкий туман. Нобольшая протяженность облачного слоя делает его непрозрачным для земногонаблюдателя. Из чего же состоит венерианские облака?
Первоначальноепредположение об их водном составе (то есть о подобии их земным облакам)пришлось отбросить, поскольку по данным поляризационных наблюдений ихпоказатель преломления равен 1,44, а у воды и льда он равен 1,31 — 1,33. В 1972-1973 годах американский ученый Г.Стилл и английский ученый Э. Янг независимодруг от друга по данным спектральных и других исследований установили, чтооблака состоят из капелек водного раствора серной кислоты. Освещенность наповерхности в дневное время подобна земной в серый пасмурный день.
Из космоса облака Венеры выглядяткак система полос, располагающихся обычно параллельно экватору планеты, однакопорой они образуют детали, которые были замечены еще с Земли, что и позволилоустановить примерно 4 — суточный период вращения облачного слоя. Это 4-суточноевращения планеты со скоростью 100 м/с.
Атмосферноедавление у поверхности Венеры составляет около 9 МПа, а плотность почти в 70раз превосходит плотность земной атмосферы. Количество углекислого газа ватмосфере Венеры в 400 тыс. Раз больше, чем в земной атмосфере (углекислый газявляется преобладающим в атмосфере Венеры до высоты 150 км.) Причиной этого,вероятно является интенсивная в прошлом вулканическая деятельность, а крометого, отсутствие на Венере двух основных поглотителей углекислого газа — океанас его планктоном и растительности. Самые верхние слои атмосферы Венеры состоятпочти целиком из водорода.
Радиолокацияи исследования с помощью космических аппаратов позволили изучить
невидимыйиз-за облаков рельеф Венеры. На поверхности планеты обнаружены обширные плоскиеравнины и плато, охватывающие более 85% ее поверхности, и менеераспространенные горные районы. Наибольшая высота гор Венеры достигает 12 км,но такие вершины встречаются редко. Межпланетные станции серии “Венера” иамериканская станция “Пионер — Венера” позволили обнаружить много кратеровдиаметром от 10 до 300 км, но сильно сглаженных и плоских. Обнаружены такжевулканы и вулканические кальдеры. Поверхность Венеры в целом более гладкая чемповерхность Луны. На фотографиях поверхности Венеры, переданных спускаемымиаппаратами серии “Венера”, видны каменистые пустыни с характерными скальнымиобразованьями. На снимке с “Венеры — 9” видна свежая осыпь камней. Внешний видкамней и их анализ с помощью гамма — спектрометра говорят об их магматическомпроисхождении. Как и Меркурий, Спутников Венера не имеет.
Земля.
Земля — это третья по удаленности от Солнца планета.Она движется вокруг Солнца по эллиптической орбите, большая полуось которой,(то есть среднее расстояние между центрами Земли и Солнца) в астрономиипринята в качестве единицы длины(астрономическая единица) для измерения расстояний между небесными телами впределах Солнечной системы. Расстояние от Земли до Солнца в различных точкахорбиты неодинаковое, в перигелии (3 января) оно приблизительно на 2,5 млн.км.меньше, а в афемии (3 июля) — на столько же больше среднего расстояния,составляющего 149,6 млн.км.
В процессе движения нашей планеты поорбите ( со скоростью около 30 км/ч)вокруг солнца плоскость земного экватора,наклоненная к плоскости орбиты на угол 23О27’, перемещается параллельносамой себе таким образом, что в одних участках орбиты земной шар наклонен ксолнцу своим Северным полушарием, а в других — Южным. Согласно современнымкосмогоническим представлением, Земля образовалась 4,6 млрд. Лет назад путемгравитационной конденсации из рассеянного в околосолнечном пространствегазопылевого вещества, содержавшего все известные в природе химическиеэлементы.
Большуючасть поверхности Земли занимает Мировой океан (361 млн км2 или 71%)суша составляет 149 млн км2 (29 %). Средняя глубина Мирового океана- 3900 м. Существование осадочных пород, возраст которых ( по даннымрадиоизотопного анализа) превосходит 3,7 млрд.лет, служит доказательствомсуществования на земном шаре обширных водоемов уже в ту далекую эпоху. Насовременных континентах наиболее распространены равнины, главным образомнизменные, а горы — в особенности высокие занимают незначительную частьповерхности планеты, так же как и глубоко водные впадины на дне океанов.
ФормаЗемли, как известно, близкая к шарообразной, при детальных измеренияхоказывается очень сложной, даже если обрисовать ее ровной поверхностью океана(не искаженного приливами, ветрами и течениями) и условным продолжением этойповерхности под континенты. Неровности поддерживаются неравномернымраспределением массы в недрах Земли. Такая поверхность была названа геоидом.Геоид (с точностью порядка сотен метров) совпадает с эллипсоидом вращения, экваториальныйрадиус которого 6378,140 км, а полярный радиус на 21,385 км меньшеэкваториального, т.е. 6356,755 км. Разница этих радиусов возникла за счетцентробежной силы, создаваемой суточным вращением Земли.
Суточноевращение земного шара происходит с практически постоянной угловой скоростью спериодом 23 ч. 56 мин. 4,1 с. Т. е. заодни сутки больше, чем солнечных. Ось суточного вращения Земли направлена своимконцом (северным) приблизительно на звезду альфа Малой Медведицы, Котораяпоэтому называется Полярной звездой.
Однаиз особенностей Земли как планеты — ее магнитное поле, благодаря которому мыможем пользоваться компасом. Под действием исходящего от солнца течения плазмы(солнечного ветра) магнитное поле Земли искажается и приобретает шлейф внаправлении от солнца, который простирается на сотни тысяч километров.
Нашапланета окружена обширной атмосферой. Основными газами, входящими в составнижних слоев атмосферы Земли являются азот( 78%), кислород ( 21%) и аргон ( 1%). Других газов в атмосфере планеты оченьмало, например углекислого газа около 0,03 %.
Атмосферноедавление на уровне поверхности океана составляет при нормальных условияхприблизительно 0,1 МПа. Полагают, чтоземная атмосфера сильно изменилась в процессе эволюции: обогатилась кислородоми приобрела современный состав в результате длительного химическоговзаимодействия с горными породами и при участии биосферы, т.е. растительных иживых организмов.
Масса Земли была найдена изэкспериментальных измерений физической постоянной тяготения и ускорения силытяжести(на экваторе ускорение силы тяжести равно 9,8 м/с2 ). Длямассы Земли получено значение 6 х 10 24 кг, что соответствуетсредней плотности вещества 5,51 г/см2. Определено, что средняяплотность минералов на поверхности Земли приблизительно вдвое меньше среднейплотности Земли. Из этого следует, что плотность вещества в центральных частяхпланеты вышесредней для всей Земли. Полученный из наблюдений момент инерцииЗемли, который сильно зависит от распределения плотности вещества вдоль радиусапланеты, свидетельствует так- же о значительном увеличении плотности отповерхности к центру.
Поток тепла из недр, различный в различных участкахповерхности Земли, в среднем близок к 1,6 х 10-6 кал х см-2х с-1, что соответствует суммарному выходу энергии 1028эрг в год.
Мы живем на дне воздушного океана — атмосферы. Столбвоздуха над одним квадратным сантиметром земной поверхности имеет массу 1 кг, амасса всей атмосферы равна 5,16 х 1021 г. Физические свойстваатмосферы меняются как по вертикалитак и по горизонтали. Изменяется от места к месту и с высотой — температура,давление, плотность, состав и электрические свойства воздуха, скорость инаправление ветра и т.п.
Особенно существенно свойства атмосферы меняются свысотой, Поэтому, основываясь на характере изменения тех или иных параметроватмосферы с высотой, ее делят на концентрические слои По составу атмосферуделят на гомосферу и гетеросферу.При рассмотрении электрических свойстватмосферы выделяют ионосферу — слой, в котором воздух сильно ионизирован.Наиболее распространено деление атмосферы по характеру изменения температуры свысотой. При этом выделяют тропосферу, стратосферу, мезосферу и термосферу(Рис.2.).
<div v:shape="_x0000_s1026">
<img src="/cache/referats/5791/image004.jpg" v:shapes="_x0000_i1026">
Переходныеобласти между этими слоями называются соответственно тропопаузой, стратопаузойи мезопаузой.Тропосфера — это прилегающая к земной
поверхностиобласть, в которой температура
болееили менее равномерно уменьшается
свысотой. Средняя скорость паления температуры
втропосфере составляет 6,5 О на 1 км.
Верхнейграницей тропосферы является тропопауза
толщинойв среднем 1 -2 км.
В тропосфере заключено свыше 80% массы
атмосферыи практически весь водяной пар. Вней
протекаютфизические процессы которые, обуславливают
туили иную погоду. В тропосфере осуществляется все
превращенияводяного пара. В ней образуются облака
иформируются осадки. Температура в тропосфере сильно
меняетсяот места к месту и во времени. Однако она почти
всегдауменьшается при движении от экватора к полюсам.
Стратосфера характеризуется постоянством или ростомтемпературы с высотой и исключительной сухостью воздуха. Верхняя границастратосферы — стратопауза — расположена в среднем на высотах 50-55 км.Температура остается более или менее постоянной с высотой лишь в нижней частистратосферы. Выше 25 км 0-10 градусов Цельсия. Несмотря на сухость воздуха, ввысоких широтах на высоте 22-27 км иногда возникают очень тонкие перламутровыеоблака. Их можно заметить лишь в сумерки когда они освещены солнцем,находящиеся под горизонтом. Погоды в общепринятом смысле в стратосфере нет.
Мезосфера — слой, лежащий надстратосферой и характеризующийся падением температуры с высотой. Верхняяграница мезосферы — мезопауза совпадает с минимум температуры и расположена навысоте около 85 км. Из-за падения температуры с высотой в мезосфере возможныконвективные движения. На реальность таких движений указывает наличиесеребристых облаков, которые иногда наблюдаются под метопаузой. Они, как иперламутровые очень тонки и видны лишь после захода Солнца.
Термосфера лежит над мезопаузой. Температура в нейбыстро растет от — 90ОС на высоте около 90 км. До 1000 — 2000ОСна высоте 400 км. Выше 400 км температура почти не меняется с высотой.Температура и плотность воздуха очень сильно зависят от времени суток и года. Свысотой зависимость увеличивается. С помощью искусственных спутников былоустановлено, что плотность воздуха днем больше, чем ночью: на высоте 200 км. В1,5 — 2 раза, на высоте 600 км в 6-8 раз. Это объясняется резким ростомтемпературы термосферы от ночи ко дню. Температура и плотность воздуха втермосфере сильно зависят от солнечной активности. В годы максимума еетемпература и плотность значительно выше, чем в годы минимума.
На основе всего комплекса современных научных данныхпостроена модель внутреннего строения Земли. Твердую оболочку земного шараназывают литосферой. Верхний слой литосферы — это земная кора, минералы которойсостоят преимущественно из оксидов кремния и алюминия, окислов железа ищелочных металлов. Земная кора имеет неравномерную толщину: 35-65 км наконтинентах и 6-8 под дном океанов. Верхний слой земной коры состоит изосадочных пород, нижний — из базальтов. Между ними находится слой гранитов,характерный только для континентальной коры. Под корой расположена мантия,имеющая иной химический состав и большую плотность. Граница между корой имантией называется поверхностью Мохоровича, В ней Скачкообразно увеличиваетсяскорость распространения сейсмических волн.
На глубине 120 -150 км под материками и 60- 4- км.Под океанами залегает слой мантии, называемый астеносферой. Здесь веществонаходится в близком к плавлению состоянии, вязкость его сильно понижена. Нижеастеносферы, начиная с глубины около 410 км. “Упаковка” атомов в кристаллахминералов уплотнена под влиянием большого давления. Резкий переход обнаруженсейсмическими методами исследований на глубине около 2920 км. Выше этой отметкиплотность вещества составляет 5560 кг/м3, а ниже ее 10080 кг/м3
Здесьначинается Земное ядро, или точнее внешнее ядро, так, как в его центренаходится еще одно — внутреннее ядро, радиус которого 1250 км. Внешнее ядро,очевидно находится в жидком состоянии, с которым связывают происхождениемагнитного поля; внутреннее ядро, по-видимому, твердое. У нижней границы мантиидавление достигает 130 ГПа, температура там не выше 5000 К. В центре Землитемпература, возможно поднимается до 10000 К.
Луна- ближайшее к Земле небесное тело, естественный спутник нашей планеты. Онаобращается вокруг Земли на расстоянии около 400 тыс. Км. т.е. всего 30 поперечников земного шара. ДиаметрЛуны лишь в 4 раза меньше Земного, он равен 3476 км. В отличие от сжатой уполюсов Земли, Луна по форме гораздо ближе к правильному шару. Темный шар Лунывиден на небосклоне лишь благодаря отраженному свету. Внешний вид Луны зависитот взаимного расположения Солнца, Земли и Луны. За 29,5 суток — периодвозвращения Луны в первоначальное положение относительно Земли и Солнца — онпретерпевает полный цикл изменений — смену лунных фаз.
Еслисмотреть со стороны Северного полюса, Луна, как и все планеты и спутникиСолнечной системы, обращается вокруг Земли в направлении против часовойстрелки. За один оборот вокруг Земли она затрачивает 27,3 сут. Время одногооборота ее вокруг оси. Поэтому Луна постоянно повернута к Земле одной и той жестороной. Предполагают, что в ранние периоды своей истории Луна вращаласьвокруг оси несколько быстрее и, следовательно, поворачивалась к Земле разнымичастями своей поверхности. Но из-за близости массивной Земли в твердом телеЛуны возникали значительные приливные волны. Они действовали на быстровращающуюся Луну. Процесс торможения продолжался до тех пор, пока она неоказалась постоянно повернутой к Земле только одной стороной. В общей сложностис Земли можно увидеть 59% лунной поверхности.
Перваякарта обратной стороны Луны и первый полный лунный глобус были составлены уже вХХ в советскими астрономами: 7 октября 1959 года советская межпланетная станция“Луна — 3”, совершив облет Луны, сфотографировала ее обратную сторону. Это былипервые телефотографии, переданные из космического пространства. По предложениюсоветских астрономов Международныйастрономический союз поместил на первую карту обратной стороны Луны 18 названийвновь открытых образований. Появились на Луне Море Москвы, кратеры Герц,Курчатов, Ломоносов, Максвелл, Менделеев, Попов, Складовская — Кюри,Циолковский и др.
Космическиеполеты к Луне обусловили бурное развитие исследований в области геологии,геохимии и геофизики этого небесного тела. Луна стала одним из тех небесныхтел, изучение которого помогает ученым лучше понять особенности строениепланеты Земля, на которой мы живем. 20 июня 1969 г. На Луну впервые высадилсячеловек.
Чтоже представляет собой наш спутник? В недрах Луны выделяют различные посвойствам ядро, мантию и кору. В мантии Луны залегают очаги лунотрясений,частота которых регулярно изменяется в зависимости от положения Луны на орбитепо отношению к Земле. Луна полностью лишена воды; названия “моря”, “мысы”,“заливы” сохраняются на лунных картах только по традиции. Лунные моря совершенносухи и представляют собой обширные,залитые некогда базальтовой лавой, низины. Об этом говорят поднимающиесяместами среди морей гребни кольцевых валов — следы кратеров, погребенных подлавовыми потоками. Лунные моря вкраплены в материки, которые сложены горнымипородами, претерпевшими долгую и сложную эволюцию.
Вотдельных местах лунной поверхности наблюдаются кратковременные истечениягазов. Однако Луна в целом лишена атмосферы, и ветры, которые разрушают горныепороды на Земле, на Луне отсутствуют. Вместе с тем из-за отсутствия атмосферыбесчисленные следы лунной поверхности оставляют метеориты. Поэтому Вся ееповерхность на несколько метров вглубь, словно ватным одеялом, укрыта слоеммелкого раздробленного вещества, образующего как бы слежавшуюся губчатую массу- реголит.
Реголитслужит прекрасным термоизолятором. Вообще колебания температуры на поверхностиЛуны очень велики. На экваторе они составляют + 130ОС в лунныйполдень, до — 170 ОС ночью.Однако благодаря слою реголита указанные перепады температур распространяютсядо глубины всего в несколько десятков сантиметров. Ниже температура лунныхпород остается постоянной.
МассаЛуны всего в 81,3 раза меньше массы Земли и равна 7,25 х 1025 г. Этоставит Луну на совершенно особое место среди спутников всех других планет,которые меньше своих хозяев по крайней мере в тысячи раз. В следствии этогоученые склонны рассматривать систему Земля -Луна как уникальную “двойнуюпланету”.
Средняяплотность Луны составляет 3,34 г/см3, а силатяжести на поверхности Луны в 6 раз меньше, чем на Земле, т.е. 1,62 м/с2.Специальные астрологические исследования показали, что у Луны нет естественныхспутников
Марс
Марс- четвертая по расстоянию от Солнца планета Солнечной системы, орбита которогоудалена от солнца на 227 млн.км, Планета периодически подходит к Земле нарасстояние до 57 млн.км, значительно ближе, чем любая из больших планет, кромеВенеры, По диаметру Марс почти вдвое меньше Земли и Венеры (6749км).
Марсокутан газовой оболочкой — атмосферой, которая имеет меньшую плотность чемземная. Даже в глубоких впадинах Марса, где давление атмосферы наибольшее, оноприблизительно в 100 раз меньше, чем у поверхности земного шара, а на уровнемарсианских горных вершин в 500 -1000 раз меньше. Тем не менее в атмосфере Марсанаблюдаются облака и постоянноприсутствует более или менее плотная дымка из мелких частиц пыли и изкристалликов льда. Как показали снимки с американских автоматических посадочныхстанций “Викинг-1” и “Викинг — 2”, Марсианское небо в ясную погоду имеетрозоватый цвет, что объясняется рассеянием солнечного света на пылинках иподсветкой дымки оранжевой поверхностью планеты. По химическому составумарсианская атмосфера отличается от земной и содержит 95,3 % углекислого газа спримесью 2,7 % азота, 7,6% аргона, 0,07% окиси углерода, всего лишь 0,13% кислорода и приблизительно 0,03%водяного пара, содержание которого изменяется, а также примеси неона, криптоидксенона. При отсутствии облаков газовая оболочка Марса значительно прозрачнее,чем земная, в том числе и для ультрафиолетовых лучей, опасных для живыхорганизмов.
Скоростьдвижения Марса по орбите 24 км. В секунду. Полный оборот вокруг солнца онзавершает за 687 земных суток — марсианский год почти в два раза длиннееземного. Солнечные сутки на Марсе длятся 24 часа 37 минут 22 секунды — всего на38 минут длиннее земного. Масса планеты почти в 10 раз меньше земной, поэтомусила тяжести на Марсе в 2,5 раза (3,7 м/с2) меньше, чем на Земле.Значительный наклон экватора к плоскости орбиты (25,2О) приводит ктому, что на одних участках орбиты освещаются и обогреваются Солнцемпреимущественно северные широты Марса, а на других — южные, т.е. происходитсмена сезонов, Эллиптичность марсианской орбиты приводит к значительнымразличиям климата северного и южного полушарий: в средних южных широтах зимахолоднее, а лето теплее, но короче, чем в северных.
Температурные условия на Марсесуровы с точки зрения жителя Земли. Наиболее высокая температура на поверхности290 К в так называемой подсолнечной точке; наиболее низкая — в полярныхрайонах, где в зимний сезон она держится на отметке около 150 К. Полученные изнаблюдений сведения о температуре явились ключом к объяснению природы полярныхшапок, которые при наблюдениях в телескоп видны как светлые, почти белые пятнавозле полюсов планеты. 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 Х IХ начале ХХ века, считали,что полярные шапки Марса — это ледники и снега. По современным данным, обеполярные шапки Марса — северная и южная — состоят из водяного льда с примесьюминеральной пыли и из твердой двуокиси углерода, т.е. сухого льда, которыйобразуется при замерзании углекислого газа, входящего в состав марсианскойатмосферы. В 1975 году на основе материалов телевизионной съемки всейповерхности планеты с космических аппаратов была составлена карта деталеймарсианского рельефа, многие из которых получили названия (кратеры Ломоносов,Королев и т.д.) Задача поисков жизни на Марсе была одной из основных вамериканской программе “Викинг” (посадка на Марсе в 1976 году и одновременнонаблюдение с орбитальных аппаратов).
Однакообнаружить какие — либо следы жизни не удалось, Не оказалось в образцах грунтаи органических соединений. Были проведены исследования элементов, находящихся вмарсианском грунте. Найдено близкое сходство химического состава образцов вдвух взаимно удаленных местах посадки. В исследованных образцах обнаруженобольшое содержание окислов кремния и железа. Содержание серы (вероятно, в видесульфатов) в десятки раз больше чем в земной коре.
На снимках Марса найдены следы какударно — метеоритной, так и вулканической активности, следы многих процессоввыветривание поверхности, перемещения и отложения наносов. На некоторыхучастках обнаружены горные хребты, вулканические конусы и Купола. Встречаютсятакже хаотические нагромождения каменных обломков. Есть на Марсе и горы,относительно вулканической природы которых нет никаких сомнений. Самая большаяиз них — гора Снега Олимпа высотой около 27 км (высочайшая же вершина ЗемлиЭверест не достигает 9 км).
Когдав 1971 году на Марсе бушевала сильнейшая пылевая буря, то конус “Снегов ОлимпаВозвышался над пылевой пеленой.
Жидкой воды на Марсе нет. Прифизических условиях, которые существуют на этой планете, вода на ее поверхностиможет находится только в твердом состоянии — в виде снега, льда или инея.Некоторые ученые считают также, что под поверхностью Марса имеется слой вечноймерзлоты.
Спутники Марса — Фобос (страх) иДеймос(ужас). Еще И.Кеплер, знаменитый современник Галилея, решив расшифроватьанаграмму последнего:
<div v:shape="_x0000_s1027">
Smaismrmielmepoetaleumibuvnenugttaviras
получил:
<table c
www.ronl.ru
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»"> МОУСОШ №7
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»"> ДОКЛАД ПО АСТРОНОМИИ
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Franklin Gothic Medium",«sans-serif»">
СТРОЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»"><img src="/cache/referats/18348/image002.gif" v:shapes="_x0000_i1025">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»;font-weight:normal">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»;font-weight:normal">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»;font-weight:normal">Новочеркасск 2004г.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»;font-weight:normal">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»;font-weight:normal">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»;font-weight:normal">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»;font-weight:normal">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»;font-weight:normal">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»;font-weight:normal">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»; font-weight:normal">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»; font-weight:normal">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»; font-weight:normal">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»; font-weight:normal">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»; font-weight:normal">Новочеркасск 2004г.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»;font-weight:normal">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»"> Введение
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> Последнеедесятилетие принципиально изменило наши представления о строении, динамическойэволюции и устойчивости Солнечной системы. Привычными стали сообщения оботкрытии новых объектов, выявлении новых динамических структур, проявлениисвойств неустойчивости движения или хаотического поведения у тех или иных группобъектов.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> Это вызванонесколькими причинами: появление новых инструментов и модернизация старых,применение высокочувствительных ПЗС–матриц и новых методов математическойобработки результатов наблюдений. Все это позволяет наблюдать новые объекты,имеющие очень малую яркость и существенное собственное движение.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> Новыеаналитические и численные методы небесной механики в совокупности ссовременными вычислительными системами дают возможность моделировать движениетел Солнечной системы на интервалах времени, сравнимых с ее возрастом и дажемногократно превышающих его.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> На нашихглазах происходит смена представлений о динамике Солнечной системы: отрегулярной и устойчивой к хаотической и неустойчивой. Все это напоминаетситуацию в физике начала XX века, когда совершался переход от классической крелятивистской картине Мира. Нам предстоит разобраться где, когда и при какихусловиях мы можем рассматривать Солнечную систему регулярной и устойчивой, а вкаких случаях проявляются признаки хаоса и неустойчивости.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> Начнемрассмотрение с современных представлений о структуре Солнечной системы. Затемобсудим понятия устойчивости и неустойчивости движения, условия возникновениярезонансов и хаотического поведения. После этого проанализируем динамику малыхтел Солнечной системы и обратимся к большим планетам. В заключение рассмотримдинамику Солнечной системы как целого на временах, сравнимых с ее возрастом.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Солнечная система представляет собойгруппу небесных тел, весьма различных по своим размерам и физическому строению.В эту группу входят: Солнце, Девять больших планет, вместе с 61 спутником,более 100000 планет (астероидов), порядка десяти комет, а также бесчисленноемножество метеорных тел движущихся как роями так и в виде отдельных частиц.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">Все эти тела объединены в одну систему благодаря силе притяжения центрального тела — Солнца. Масса солнца приблизительно в 750 раз превосходит массу всех остальныхтел, входящих в эту систему. Гравитационное притяжение звезды является главнойсилой, определяющей движение всех обращающихся вокруг него тел Солнечнойсистемы. Среднее расстояние от солнца до самой далекой от него планеты Плутон39,5 а.е., что очень мало по сравнению с расстоянием до ближайших звезд. Тольконекоторые кометы удаляются от солнца на 105 а.е. и подвергаютсявоздействию притяжения звезд.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">В Солнечной системе наблюдаетсяогромный диапазон масс, особенное если учесть наличие в межпланетномпространстве космической пыли. Различиев массах между солнцем и какой-нибудь пылинкой в тысячную долю миллиграммабудет составлять около 40 порядков (иначе говоря, отношение их масс будетвыражаться числом с 40 нулями.).
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">
Современные представления о строенииСолнечной системы<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> Все объектыСолнечной системы можно разделить на четыре группы: Солнце, большие планеты,спутники планет и малые тела. Мы пока ничего не говорим о спутниках малых тел,поскольку к настоящему времени таких объектов открыто всего два, анаблюдательной информации недостаточно, чтобы детально исследовать их динамику.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">Солнце — динамический центр системы. Его гравитационноевлияние является доминирующим в Солнечной системе за исключением малых областейв окрестности других объектов.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> Большиепланеты — визитная карточка Солнечной системы. Пять ближайших к Земле большихпланет были известны с ранней истории человечества. Это — Меркурий, Венера,Марс, Юпитер и Сатурн. История открытия трех другихбольших планет показывает как менялось отношение астрономов к вопросу оразмерах и населении Солнечной системы.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> Открытие Уранаявилось сюрпризом. Весной 1781 г. Вильям Гершель на своем 7-футовом(2.1 м) телескопе проводил наблюдения по программе определения параллаксовзвезд. 13 марта 1781 г. он сделал запись об обнаружении туманной звезды иликометы. Спор о природе открытого объекта продолжался до 1787 г., когда Гершельоткрыл два спутника Урана: Оберон и Титанию.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> Открытие Нептунастало триумфом теории тяготения Ньютона. Анализируя неравенства в движенииУрана, Бессель в Кенигсберге в 1840 г., Адамс в Кембридже в 1841 г. и Леверьево Франции в 1845 г. независимо друг от друга рассчитали орбиту планеты,ответственной за эти возмущения. 23 сентября 1846 г. Галле и д’Аррест изБерлинской обсерватории по эфемеридам Леверье открыли Нептун.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> Открытие Плутонаможно назвать запрограммированным. В 1896 г. Персиваль Ловелл обнаружилостаточные невязки в движении Урана после учета возмущений от Нептуна ивысказал гипотезу, что эти возмущения производятся неизвестной занептуннойпланетой. В середине 90-х годов XIX века в Аризоне Ловелл построилобсерваторию, которая стала центром поиска новой планеты. В течение почти 30лет было проведено несколько компаний по поиску Плутона. Но безрезультатно. В1916 г. умер Ловелл. В 1929 г. Клод Томбо на 13-дюймовом (0.33 м)рефракторе начал новую атаку на Плутон. Открытие пришло 18 февраля 1930г., когда Томбо сравнивал фотопластинки, полученные 23 и 29 января 1930 г.Директор Ловелловской обсерватории сообщил об открытии 13 марта 1930 г. в149-ю годовщину открытия Урана Гершелем и 75-ю годовщину со дня рожденияПерсиваля Ловелла. За время поиска Плутона было проведено сравнение около 90млн. изображений звезд в течение 7000 часов на блинк-компараторе.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»;mso-no-proof:yes">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»;mso-no-proof:yes"><img src="/cache/referats/18348/image004.jpg" v:shapes="_x0000_i1026">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">Существуют ли большие планеты за орбитой Плутона? Анализтраекторий движения тел Солнечной системы и космических аппаратовПионер10, Пионер–11,Вояджер–1, Воджер–2 позволяют утверждать, что объектов, сравнимых сПлутоном, и более крупных во внешней области Солнечной системы не существует.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> Историяоткрытия спутников планет не менее драматична, но мы не будем на нейостанавливаться. Отметим только, что спутниковые системы планет-гигантовсложностью своего устройства зачастую превосходят Солнечную систему. Не доконца решен вопрос о происхождении двойных планет Земля–Луна иПлутон–Харон.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Малые тела
Солнечной системы — пробный камень изолотая жила небесной механики, кладезь новых открытий. Самые известные малыетела — кометы. Упоминания о кометах можно найти в легендах и летописяхпрактически всех народов Земли. По динамическим признакам кометы разделяются надолгопериодические и короткопериодические.<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">Долгопериодические кометы движутся по орбитам, большиеполуоси которых достигают десятков тысяч астрономических единиц, а периодыобращения — десятков миллионов лет. Орбиты сильно вытянуты, их эксцентриситетыблизки к единице. Ориентация орбит и их наклоны к плоскости эклиптикираспределены случайным образом. В настоящее время имеются сведения более, чем о700 таких комет.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Короткопериодические кометы имеютпериоды менее 200 лет, умеренные эксцентриситеты, для большинства из них наклонорбит к плоскости эклиптики не превышает 35?. Короткопериодические кометыделятся на семейства по признаку планеты-гиганта, определяющей динамику кометы.В настоящее время известно около 180 короткопериодических комет. Большинство изних принадлежит семейству Юпитера.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Самая многочисленная популяцию малыхтел Солнечной системы — астероиды. Первый астероид — Церера —был открыт в первый день XIX века сицилийским астрономом Пиацци. Хотя открытиеи носило случайный характер, оно послужило толчком к разработке Гауссомклассического метода определения орбит по трем наблюдениям и метода наименьшихквадратов, благодаря которым удалось вычислить орбиту и переоткрыть Цереруспустя почти год после первых наблюдений. В настоящее время известно несколькодесятков тысяч астероидов. И это число стремительно растет.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Популяция астероидов неоднородна.Большинство астероидов движутся по орбитам близким к круговым в поясеастероидов между орбитами Марса и Юпитера. В 1866 г. Кирквуд исследовалзависимость числа астероидов от больших полуосей их орбит и обнаружил, что полученноераспределение имеет несколько глубоких минимумов. Позднее выяснилось, что этиминимумы соответствуют соизмеримости средних движений Юпитера и астероида. Ониполучили название люков Кирквуда.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Хотя астероиды движутся поэллиптическим орбитам, треугольник Солнце–Юпитер–астероид всегда остаетсяблизким к равностороннему. Иногда обе группы астероидов называют троянцами. Посостоянию на 1 апреля 1999 г. известно 476 астероидов-троянцев (474 у Юпитера и2 у Марса).
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Еще одна группа астероидов —астероиды, сближающиеся с Землей. Их перигелийные расстояния меньше 1.33 а.е. Внастоящее время известно несколько тысяч таких астероидов. Около сотни из нихпредставляют реальную угрозу для Земли: они пересекают ее орбиту и имеют размерболее 1 км. Столкновение Земли с подобным астероидом вызовет глобальнуюкатастрофу, подобную той, что привела к вымиранию динозавров. Имеется еще околотысячи астероидов размером от 30 до 50 м, также пересекающих орбиту Земли.Столкновение Земли с таким астероидом способно вызвать локальную катастрофутипа тунгусской. Однако, ни один из известных астероидов не столкнется с Землейв ближайшем будущем, в течение 33 лет, в 21 веке.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">После открытия Плутона неоднократнопредпринимались попытки поиска десятой большой планеты Солнечной системы. Вовремя одного из таких обзоров 18 октября 1977 г. Коваль открыл малуюпланету 2060 Хирон, которая движется между орбитами Юпитера и Урана, пересекаяорбиту Сатурна. Вблизи перигелия у этого “астероида” проявляются признакигазоизвержения и комы. Более 14 лет этот объект оставался единственной малойпланетой, наблюдаемой глубоко внутри области движения планет-гигантов.9 января 1992 на автоматическом телескопе Космический дозор (Аризона, США)был открыт еще один астероид этой группы — 5145 Фолус. К настоящемувремени известно 7 астероидов группы Кентавра, движущихся среди планет-гигантовмежду орбитами Юпитера и Нептуна. Название группы отражает тот факт, чтообъекты одновременно имеют признаки и астероидов и комет. В табл. 1 приводитсясписок астероидов группы Кентавра по состоянию на 1 августа 1997 г. Втаблице даны: имя астероида, его предварительное обозначение, перигелийное иафелийное расстояния в астрономических единицах, наклон орбиты в градусах,эксцентриситет орбиты, большая полуось в астрономических единицах и датаоткрытия. Полный регулярно обновляемый вариант таблицы доступен по адресу
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">В 1949 г. К.Эджеворт высказалпредположение о существовании остаточного неизрасходованного при формированииСолнечной системы материала за орбитой Нептуна. Однако, эта работа быламалоизвестна до последнего времени. В 1951 г. Койпер предположил, чтокометы и астероиды формировались в существенно различных областях Солнечнойсистемы и, что за орбитой Плутона должен существовать пояс комет. 30 августа1992 г. Джевитт и Лю (Гавайский университет, США) открыли первый объект,принадлежащий поясу Койпера. Он получил обозначение 1992 QB1. Сейчас известно53 объекта, движущихся за орбитой Нептуна. В табл. 2 приводится список объектовпояса Койпера по состоянию на 1 августа 1997 г.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">олный регулярно обновляемый вариант таблицы доступен поадресу. Некоторые исследователи относят к объектам пояса Койпера и Плутон.Возможно, что пояс Койпера является внутренней областью облакаОорта — сферического образования радиусом от тысяч до сотен тысячастрономических единиц, являющегося резервуаром долгопериодических комет.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Таким образом, по современнымпредставлениям Солнечная система имеет следующую структуру: вокруг Солнцавращаются 9 больших планет, между орбитами Марса и Юпитера находится поясастероидов, часть астероидов движется среди планет земной группы и в окрестноститреугольных точек либрации Юпитера, среди планет-гигантов движутся объектыгруппы Кентавра и короткопериодические кометы, за орбитой Нептуна располагаетсяпояс Койпера, а вся система окружена облаком Оорта.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»"><img src="/cache/referats/18348/image006.gif" v:shapes="_x0000_i1027">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> Малые планеты (Астероиды).
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Малые планеты (Астероиды) — космическиетела размером в сотни километров и меньше, движущиеся вокруг Солнца поэллиптическим орбитам, расположенным преимущественно между орбитами Марса иЮпитера. Самые маленькие астероиды имеют размер несколько меньше 1 км. Числомалых планет быстро растет при переходе от крупных к мелким, которые уже можносчитать крупными метеоритными телами.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Первая малая планета — Церера — былаоткрыта случайно 1 января 1801 года итальянским астрономом Пиацци. В настоящеевремя известно уже несколько тысяч малых планет. Примерно для 2000 из нихизвестны точные орбиты. Общее число малых планет внутри орбиты Юпитера,доступных наблюдениям, оцениваются в 100000. Но их суммарная масса меньше1/1000 массы земного шара.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Малым планетам с типичными орбитамиприсваивались женские имена, малые планеты с теми или иными особенностямидвижения получали мужские имена. В последнее время, однако, это правило несоблюдается. У подавляющего большинства малых планет большие полуоси их орбит заключенымежду 2,2 и 3,6 а.е. Они образуют так называемое кольцо или пояс малых планет(астероидов).
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Орбиты малых планет в среднем болеевытянуты и более наклонены по эклиптике, чем орбиты больших планет. Известнонесколько десятков малых планет движущихся вдоль орбиты Юпитера и образующихдве устойчивые группы — на расстоянии 60О впереди и позади планеты(так называемые Троянцы и Греки — они все названы именами героев троянскойвойны). У малой планеты Педальго имеющей вытянутую орбиту с большой полуосью в5,8 а.е. афемий расположен дальше орбиты Сатурна, но благодаря большому наклонуорбиты Педальго не происходит его сближение с Сатурном. Еще большей орбитойобладает малая планета Хеерон. Ее орбита проходит в основном между орбитамиСатурна и Урана, но в перигелии заходит внутрь орбиты Сатурна.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Некоторые малые планеты имеют небольшиевытянутые орбиты, приближающиеся к орбите Земли (малые планеты группы Амура)или даже заходящие внутрь нее ( малые планеты группы Аполлона и Атона). Малаяпланета Икар заходит даже внутрь орбиты Меркурия. Малые планеты группы Аполлонаи некоторые из группы Амура могут сближаться с Землей. Крайне редко они дажесталкиваются с ней, образуя при уларе о сушу гигантские “метеоритные” кратеры,а при попадании в океаны и моря порождают гигантские волны.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Существует гипотеза, согласно которой втом месте, где сейчас движутся астероиды, когда -то находилась планета. Этапланета (у нее даже есть два названия: одно традиционное — Фаэтон, а другое — планета Ольберса) разрушалась либо в результате столкновения с крупным телом,либо под действием каких-то других сил, например под действием приливных силЮпитера. Обломки этой гипотетической планеты и есть астероиды.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Такое предположение в настоящее времявысказывают многие ученые. Долгое время размеры малых планет оценивалиприближенно, на основании видимогоблеска и предполагаемой отражательной способности. В последние годы размеры иотражательные способности крупнейших малых планет определяют путем измеренияинфракрасного излучения и сравнения его с количеством отраженного видимогосвета, а также на основе эмпирической зависимости поляризационных свойствповерхности и от ее отражательной способности. К настоящему времени полученытакие сведения почти о 200 малых планетах поперечником больше 70 км. Самыебольшие малые планеты имеют следующие размеры: Церера — 1003 км., Паллада — 608км., Веста — 538 км., Тгия -450 км.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> Малыепланеты, движущиеся внутри орбиты Юпитера, считаются каменистыми телами,родственными планетам земной группы. Это подтверждаются спектрофотометрическиминаблюдениями, которые показывают, что почти все они по отражательным свойствампохожи на метеориты тех или иных типов.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»"> Метеориты — вестники космоса.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Метеориты — каменные или железные тела,падающие на Землю из межпланетного пространства. Падение метеоритов на Землюсопровождается звуковым, световым и механическим явлением. По небу проноситсяяркий огненный шар называемый болидом, сопровождаемый хвостом и разлетающимися искрами. После того как болид исчезает, черезнесколько секунд раздаются похожие на взрывы удары, называемые ударнымиволнами, которые иногда вызывают значительное сотрясение грунта и зданий.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> Метеориты могут выпадать в тех случаях,когда скорость вторгшегося в земную атмосферу метеорного тела не превосходит 22км/с и если это тело обладает достаточно механической прочностью. В местепадения метеоритов образуются углубления, размеры и форма которых зависят отмассы метеоритов и скорости из падения.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">Самый крупный метеорит был найден в Юго-Западной Африке в1920 году. Метеорит этот, Гоба (названия даются по населенному пункту,ближайшему к месту падения) железный, масса его 60 т. К крупнейшим метеоритамотносится железный Сихотэ — Алинский, упавший в СССР в 1947 году. Он еще ватмосфере раскололся на тысячи частей и выпал на Землю “железным дождем”. Приударе о грунт части метеорита раздробили скальные породы, образовав в нихкратеры и воронки. Было обнаружено 200 кратеров и воронок диамтром от 20 см до26 м. Масса Сихотэ -Алинского метеорита оценивается в 70 т., собрано более 23т.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Метеориты состоят из тех же химическихэлементов, которые имеются на Земле. Это в основном следующие 8 элементов:Железо, никель, магний, кремний, сера, алюминий, кальций и кислород. Остальныеэлементы встречаются в метеоритах в очень малых количествах. Соединяясь междусобой, эти элементы образуют в метеоритах различные минералы, большинствокоторых имеется и на Земле. Но встречаются метеориты с неизвестными на земномшаре минералами.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Железные метеориты почти целикомсостоят из железа. В соединении с никелем и незначительным количествомкобальта. В каменистых метеоритах находятся силикаты-минералы, представляющиесобой соединения кремния с кислородом и примесью других элементов (магния,алюминия, кальция и др.). Железно каменные метеориты состоят почти из равныхколичеств каменистого вещества и никелистого железа. В наше время в коллекцияхмира собраны метеориты, представляющие приблизительно 3500 отдельных падений.Около 1/3 из этого числа метеоритов наблюдались при падении; остальные находки.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»"> Кометы
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Кометы — тела Солнечной системы,имеющие вид туманных объектов, обычно со светлым сгустком — ядром в центре ихвостом. Они принадлежат к числу наиболее красивых небесных тел. Кометы могутнаблюдаться тогда, когда небольшое ледяное тело, называемое ядром кометы,приближается к солнцу на расстояние, меньше 4-5 а.е., прогреваются его лучами ииз него начинают выделятся газы и пыль, которые видны в результате их освещенияСолнцем. Газы и пыль, выделяющиеся из ядра, создают вокруг него туманныеоболочки — атмосферу кометы, составляющую вместе с ядром голову кометы.Атмосфера кометы непрерывно рассеивается в межпланетное пространство: поддействием светового давления и взаимодействия с солнечным ветром газы и пыльуносятся в направлении от Солнца, образуя хвост комет.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> У большинствакомет в середине головы наблюдается яркое звездообразное “ядро”, представляющеесобой свечение центрально, Наиболее плотной зоны газов, вокруг истинного ядракометы. Голова кометы и ее хвост не имеют резких очертаний. Их видимые размерызависят от интенсивности выделения газов и пыли из ядра, определяемой размерамиядра и его близостью к Солнцу, а с другой стороны от яркости фона неба. Времяот времени та или иная комета сближается с какой -либо массивной планетой, иэто приводит к резкому изменению ее орбиты.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Поперечник головы кометы обычнооставляет десятки и сотни тысяч километров, но, например у кометы 1680 года и уяркой кометы 1811 года он миллион километров, а хвост был виден на протяжении300 млн.км., т.е. его длина была вдвое больше расстояния от Земли до Солнца.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Согласно классификации, предложенной в70х годах Х
IХвека русским астрономом Ф.А. Бородихиным, все кометные хвосты подразделяются натри типа: хвосты 1 типа направленные прямо от солнца; хвосты 2 типа изогнуты иотклоняются назад по отношению к орбитальному движению кометы; хвосты 3 типапочти прямые, но заметно отклоняются назад. Современные исследования позволилиустановить, что хвосты 1 типа — плазменные, имеют струйчатую структуру исостоят из ионизированных молекул, которые с большим ускорением уносятся прочьот ядра вследствие электромагнитного взаимодействия с солнечным ветром. Хвосты2 типа образованы пылевыми частицами разной величины, непрерывно выделяющиесяиз ядра. Хвосты 3 типа появляются в том случае, когда из ядра одновременновыделяется целое облако пылинок.<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">Около 1950 года удалось установить, чтоядра комет — это сравнительно небольшие ледяные тела, состоящие из замерзшихгазов, перемешенных с некоторым количеством нелетучих каменистых веществ.Поперечником ядер бывают обычно от нескольких сотен метров до несколькихкилометров, и поэтому ядра не видны.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> Свечениегазов в кометах — это пере излучение солнечного света, причем пере излучаютсялишь лучи определенных длин волн, характерных для данной молекулы. Какпоказывает изучение спектров, почти у всех комет излучение головы порождаетсянейтральными молекулами, состоящими из двух или трех атомов. В 70-х годах былоустановлено присутствие в кометах атомарного кислорода, водорода и углерода. В1974 году впервые удалось обнаружить радиоизлучение кометных молекул.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> В настоящее время ежегодно открывают 5-7 новыхкомет и довольно часто один раз в 2-3 года вблизи Земли и Солнца проходит яркаякомета с большим хвостом.
<span Tahoma",«sans-serif»; mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">В 1996 году 31 января японский любительастрономии Юи Хиякутаке открыл новую комету, которая получила официальноеобозначение — с/1996В2, которая 25 марта прошла на расстоянии 15 млн. Км. ОтЗемли со скоростью 58 км/с. А в начале мая космическая путешественница — кометаХиякутаке — скрылась в лучах Солнца и обогнув его, начала свой обратный путь запределы Солнечной системы.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family: «Times New Roman»"> Заканчиваяобщий обзор Солнечной системы, необходимо отметить еще одно очень важноеобстоятельство. Наша Солнечная система является системой устойчивой, по крайнеймере в течение нескольких сотен миллионов лет. Это означает, что форма,размеры и взаимодействие планет, взаимная ориентировка орбит тел, еесоставляющих, не могут значительно измениться с течением времени, претерпеваялишь периодические колебания около своих средних значений. Конечно, главнаяпричина устойчивости Солнечной системы заключается в том, что 99,87% всей массысосредоточено в солнце.
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
<span Tahoma",«sans-serif»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»">
www.ronl.ru
Возникновение Солнечной системы
Космогония- это научная дисциплина, раздел астрономии, в котором изучается происхождение и развитие небесных объектов- галактик, звезд и планет.
Звездная космогония исследует процесс возникновения и жизненного пути звезд, и прежде всего ближайшей к нам- Солнца.
На месте Солнечной системы когда-то существовала огромная медленно вращавшаяся газовая туманность с уплотнением в центре- так называемое протосолнце.
Взаимное притяжение частичек туманности приводило к постепенному сжатию этого газового облака и уменьшению его размеров. Скорость вращения туманности возрастала. При этом большое количество на экваторе туманности отрывалось от нее- так возникало вращающееся кольцо.
Гипотеза Лапласа
Все больше сжимаясь и ускоряя своё вращение, туманность отслаивала одно кольцо за другим. Постепенно каждое кольцо остывало и превращалось в большой газовый клубок, быстро крутящийся вокруг своей оси. От этого клубка в свою очередь также отслаивались кольца и становились со временем небольшими газовыми шарами. Последние, охладившись, стали спутниками больших шаров, которые превратились в планеты. Центральная первичной туманности осталась раскалённой звездой- это наше Солнце.
Гипотеза Шмидта
Шмидт допускал, что некогда в огромном вращающемся колоссальном облаке из газа и пыли образовалось сгущение- протосолнце, которое медленно сжималось. Другая часть облака, обладающая массой примерно в десять раз меньшей, неторопливо вращалась вокруг этого сгущения.
Бесчисленные частички туманности, сталкиваясь и отталкиваясь, постепенно размещались около протосолнца так, чтобы не мешать друг другу.
Со временем их пути расположились почти в одной плоскости и стали круговыми. При этом стало преобладать направление вращения в какую-то определенную сторону.
Потеря сталкивающимися частичками скорости движения, как показывают расчеты, вела к тому, что шарообразное облако постепенно сплющивалось и стало похоже на блин. Частички, расположившись в одной плоскости, начали притягивать друг друга, так как расстояние между ними уменьшалось. Самые крупные быстро увеличивались в размере и весе.
Шмидт рассчитал, что в середине планетной системы должны были возникнуть самые крупные планеты, а ближе к Солнцу и совсем далеко от него- самые маленькие.
Гипотеза Джинса
Предложенная в 1916 году Джеймсом Джинсом новая теория, согласно которой вблизи Солнца прошла звезда и ее притяжение вызвало выброс солнечного вещества, из которого в последующем образовались планеты, должна была объяснить парадокс распределения момента импульса. Однако в настоящее время специалисты не поддерживают эту теорию. Элементы многих из перечисленных выше теорий использует современная космогония.
Строение Солнечной системы
Солнечная система состоит из Солнца, планет, спутников планет, астероидов и их осколков, комет и межпланетной среды. Внешняя граница, по-видимому, находится на расстоянии около 200 тыс. а.е. от Солнца. Возраст Солнечной системы около 5 млрд. лет. Расположена вблизи плоскости галактики на расстоянии около 26 тыс. световых лет (около 250 тыс. млрд. км) от галактического центра и вращается вокруг него с линейной скоростью около 220 км/с.
Иоганн Кеплер
Дата рождения:
27 декабря 1571
Место рождения:
Вайль-дер-Штадт
Дата смерти:
15 ноября 1630
Место смерти:
Регенсбург
Гражданство:
Священная Римская империя
Научная сфера:
Астрономия, Математика, Физика
Альма-матер:
Тюбингенский университет
Известен как:
автор Законов движения планет
Первый закон Кеплера (1609 г.)
Все планеты движутся по эллиптическим орбитам, в одном из фокусов которых находится Солнце.
Второй закон Кеплера (1609 г.)
Радиус-вектор планеты в равные промежутки времени описывает равные площади.
Третий закон Кеплера (1619 г.)
Квадраты сидерических периодов обращения двух планет относятся как кубы больших полуосей их орбит
Третий закон Кеплера выполняется для всех планет Солнечной системы с точностью выше 1 %.
Подтверждение законов Кеплера
Несмотря на то, что законы Кеплера явились важнейшим этапом в понимании движения планет, они все же оставались только эмпирическими правилами, полученными из астрономических наблюдений. Законы Кеплера нуждались в теоретическом обосновании. Решающий шаг в этом направлении был сделан Исааком Ньютоном, открывшим в 1682 году закон всемирного тяготения:
/>
где M и m – массы Солнца и планеты, r – расстояние между ними, G = 6,67·10–11 Н·м2/кг2 – гравитационная постоянная. Ньютон первый высказал мысль о том, что гравитационные силы определяют не только движение планет Солнечной системы; они действуют между любыми телами Вселенной. В частности, сила тяжести, действующая на тела вблизи поверхности Земли, имеет гравитационную природу.
Движение планет
Соотношение расстояний и периодов обращения планет вокруг Солнца определяется известным третьем законом Кеплера, согласно которому квадраты периодов пропорциональны кубам больших полуосей относительных орбит.
Другой фундаментальной особенностью строения Солнечной системы является то, что все планеты обращаются вокруг Солнца в одном направлении, совпадающем с направлением осевого вращения Солнца, и в том же направлении они обращаются вокруг своей оси.
Исключение составляют Венера, Уран и Плутон, осевое вращение которых противоположно солнечному.
Конфигурация планет
Планеты, орбиты которых расположены внутри земной орбиты, называются нижними (Меркурий и Венера), орбиты которых расположены вне земной орбиты, — верхними (Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон).
Внутренняя планета может оказаться между Землей и Солнцем или за Солнцем. В таких положениях планета невидима, так как теряется в лучах Солнца. Эти положения называются соединениями планеты с Солнцем. В нижнем соединении планета ближе всего к нам, а в верхнем соединении она от нас всего дальше.
/>
www.ronl.ru
Содержание
Введение
1. Общие сведения о солнечной системе и её планетах
1.1 Происхождение планет
1.2 Планеты и их спутники.
1.3 Строение планет.
2. Планеты солнечной системы.
2.1 Особенности планет земной группы.
2.2 Характеристика планет-гигантов.
Заключение.
Список использованной литературы.
Введение
Актуальность выбранной темы. Солнечная система — это, прежде всего звезда Солнце и девять планет, обращающихся вокруг него. В порядке расстояний от светила они располагаются следующим образом: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон. Три последние планеты с Земли можно наблюдать только в телескопы. Остальные видны как более или менее яркие кружки и известны людям со времен глубокой древности.
Современные названия планет связаны с именами богов древнеримской мифологии. При этом имена, данные планетам, не случайны: в какой-то степени они характеризуют их основные качества. Так, Меркурий (посланец богов) отличается яркостью и быстрым перемещением по небу; Венера (богиня красоты и любви) — яркостью и красотой; Марс (бог войны) — кроваво-красным оттенком; Юпитер (верховный бог) — величавым и спокойным блеском; Сатурн (бог времени и судьбы) — свинцово-мертвенным сиянием и крайне медленным перемещением среди звезд. Меткость названий в известной степени свидетельствует о большой наблюдательности древних астрономов. Но, разумеется, какие-либо физические характеристики планет в то время были совершенно неизвестны, и рассуждения о планетах основывались лишь на фантазии и религиозных представлениях.
Солнечная система — весьма сложное образование, ряд закономерностей которого стал доступен для изучения лишь в последние десятилетия. Огромную роль в их исследовании приобретает сейчас космонавтика — наиболее мощное и перспективное средство познания Вселенной.
Целью данной работы является анализ структуры и эволюции солнечной системы.
Данная цель обусловила необходимость решения следующих задач:
-- рассмотреть планеты Солнечной системы;
-- изучить строение планет;
-- проанализировать происхождение планет.
Работа состоит из введения, двух глав, заключения. В конце прилагается список использованной литературы.
1. Общие сведения о солнечной системе и её планетах
1. 1 Происхождение планет
Предполагается, что планеты возникли одновременно (или почти одновременно) 4,6 млрд лет назад из газово-пылевой туманности, имевшей форму диска, в центре которого располагалось молодое Солнце. Образование звезд и планетных систем -- это, по-видимому, все-таки единый процесс, происходящий в результате конденсации облака межзвездного газа в силу его гравитационной неустойчивости Стрельник О. Н. Концепции современного естествознания -- М., 2000.
Для изучения вопросов происхождения небесных тел важным является определение их возраста. Определение возраста земной коры основано на исследовании содержания в ней радиоактивных элементов (урана, тория и др.), а также радиоактивных изотопов таких элементов, как калий, аргон и др. Радиоактивные элементы непрерывно распадаются, причем процесс распада совершенно не зависит от внешних воздействий. При радиоактивном распаде образуются изотопы соседних элементов периодической системы Менделеева. Эти изотопы сами нередко оказываются радиоактивными, а значит, и они распадаются. Распад заканчивается, когда атомы радиоактивных элементов превращаются в нерадиоактивные атомы химических элементов и их изотопы. Например, распад урана (238U) завершается образованием нерадиоактивного изотопа свинца (206РЬ). Промежуток времени (Т), по истечении которого остается половина начального количества радиоактивных атомов, характеризуется скоростью распада и называется периодом полураспада. Для определения возраста земной коры используются медленно распадающиеся изотопы, например урана (Т4,5−109 лет), радиоактивный изотоп калия 40К (Т1,3109 лет) и др. Чтобы определить возраст земной коры, сравнивают содержание радиоактивных элементов и продуктов их распада в многочисленных пробах, взятых для анализа Айзек А. Земля и космос. От реальности к гипотезе -- М., 1999. Такое сравнение показывает, что возраст земной коры около 4,5 млрд лет. Примерно таков же возраст Земли как оформившейся планеты. К 3,5−4,5 млрд лет близок возраст лунных пород и метеоритов. Солнце, конечно, не может быть моложе Земли и Луны. Скорее всего возраст Солнца (желтой звезды) -- 5 млрд лет. Сопоставление возраста Солнечной системы с возрастом Метагалактики показывает, что Солнце нельзя отнести к звездам «первого поколения». Скорее всего в состав его и планет вошел газ, уже побывавший в недрах более старых звезд. На ранних стадиях расширения Метагалактики вообще не было тяжелых химических элементов, которые впоследствии стали центрами конденсации твердых частиц, необходимых для формирования планет.
История науки знает множество гипотез о происхождении Солнечной системы. Причем эти гипотезы появились значительно раньше, чем стали известны многие важные закономерности Солнечной системы. Значение первых космогонических гипотез состояло прежде всего в том, что они пытались объяснить происхождение небесных тел как результат естественного процесса, а не одновременного акта божественного творения. Кроме этого, некоторые ранние гипотезы содержали правильные идеи о происхождении небесных тел.
Немецкий философ И. Кант в своей книге «Всеобщая естественная история и теория неба» (1755 г.) развил гипотезу, согласно которой в начале мировое пространство было заполнено материей, находившейся в состоянии первозданного хаоса. Под действием двух сил -- притяжения и отталкивания -- материя со временем переходила в более разнообразные формы. Элементы, имеющие большую плотность, по закону всемирного тяготения притягивали менее плотные, вследствие этого образовались отдельные сгустки материи. Под действием же сил отталкивания (которые якобы особенно эффективны, когда вещество находится в распыленном состоянии) прямолинейное движение частиц к центру тяготения заменялось кругообразным. Вследствие столкновения частиц вокруг отдельных сгустков и формировались планетные системы Самыгин С. И. Концепции современного нстествознания -- Ростов-на-Дону, Феникс, 2008.
Совершенно другая гипотеза о происхождении планет была изложена в книге П. Лапласа «Изложение системы мира» (1769 г.). По Лапласу, на ранней стадии своего развития Солнце представляло собой огромную, медленно вращающуюся туманность. Под действием силы тяжести протосолнце сжималось, поэтому оно принимало сплюснутую форму. И как только на экваторе сила тяжести уравновешивалась центробежной силой инерции, от протосолнца отделялось гигантское кольцо, которое в дальнейшем охлаждалось и разрывалось на отдельные сгустки. Из них и формировались планеты. Такой отрыв колец от протосолнца, по Лапласу, происходил несколько раз. Аналогичным путем образовались и спутники планет. Гипотеза Лапласа, бывшая весьма популярной на протяжении почти ста лет, оказывалась не в состоянии объяснить перераспределение момента количества движения между Солнцем и планетами. Расчет показывает, что если бы все планеты упали на Солнце (т. е. вернули ему потерянный им момент количества движения), то скорость его вращения была бы недостаточной для того, чтобы могло происходить отделение колец. Кроме того, для этой и других гипотез, по которым планеты и их спутники образуются из горячего газа, камнем преткновения является еще следующее: из горячего газа планета сформироваться не может, так как этот газ очень быстро расширяется и рассеивается в пространстве Горьков В. Л., Авдеев Ю. Ф. Космическая азбука. Книга о космосе -- М., 1984.
В 20-е годы XX в. английский астроном Д. Джинс разработал приливную теорию происхождения Солнечной системы. По этой теории в результате случайного сближения Солнца с какой-то звездой на Солнце образовалась гигантская приливная волна, приведшая к тому, что из двух противоположных точек его поверхности началось мощное извержение струй газа. Эти газовые массы очень быстро сгущались в облака, в которых росли планетезимали -- небольшие твердые тела, из которых в дальнейшем сформировались планеты Гусейханов М. К., Раджабов О. Р. Концепции современного естествознания -- М., Дашков и К, 2007.
В 30-х годах было высказано предположение (Г. Рессел), что в прошлом Солнце было двойной звездой. Один из компонентов был разорван встречной звездой и образовал облако, из которого позже сформировались планеты. В дальнейшем эту гипотезу видоизменили (Ф. Хойл в 1944 г.). Было выдвинуто предположение, что один из компонентов вспыхнул как сверхновая, сбросил газовую оболочку. Звезды разошлись, а из газовой оболочки образовалась планетная система. Хорошавина С. Г. Концепции современного естествознания. Курс лекций -- Ростов-на-Дону, 2006
Большую роль в разработке установившихся в настоящее время взглядов на происхождение планетной системы сыграли работы нашего соотечественника О. Ю. Шмидта. В основе теории О. Ю. Шмидта лежат два предположения: планеты сформировались из холодного газопылевого облака; это облако было захвачено Солнцем при его обращении вокруг центра Галактики. На основе этих предположений Шмидту удалось объяснить некоторые закономерности в строении Солнечной системы -- распределение планет по расстояниям от Солнца, вращение и др. Гипотез было много, но если каждая из них хорошо объясняла часть исследований, то другую часть не объясняла Береговой Г. Т., Григоренко В. Н. Космическая Академия -- М., Академия, 1987.
Общую схему развития нашей планетной системы ученые описывают следующим образом Садохин А. П. Концепции современного естествознания -- М., Юнити, 2006.
Около 5 млрд лет назад в протяженном газопылевом облаке, пронизанном магнитными силовыми линиями, образовалось центральное сгущение -- протосолнце, которое медленно сжималось. Другая часть облака, массой в 10 раз меньшей, медленно вращалась вокруг него. В результате столкновения атомов, молекул и пылинок туманность постепенно сплющивалась и разогревалась. Так вокруг Солнца образовался протяженный газопылевой диск. Его магнитное поле, «наматываясь» на протосолнце, способствовало передаче момента внешним слоям диска.
По одному из вариантов эволюции протопланетного облака, рассмотренному В. С. Сафроновым, вначале в этом облаке произошло деление компонентов -- газа и пыли. Оседание пыли к центральной плоскости произошло примерно за 1000 оборотов облака вокруг Солнца. Одновременно протекал процесс роста пылинок до к 1 см.
Под действием светового давления легкие химические элементы водород и гелий «выметались» из близких окрестностей Солнца. И, наоборот, попадая на пылинки, световые лучи тормозили их движение вокруг Солнца. При этом пылевые частицы теряли свой орбитальный момент количества движения и приближались к Солнцу. Этот механизм торможения «работает» даже в случае, если размеры частицы достигают нескольких метров. В конечном итоге это и привело к существенному различию в химическом составе планет, их разделению на две группы. Таким образом, вблизи экваториальной плоскости Солнца образовался слой пыли повышенной плотности. Как только плотность этого слоя достигла критического значения, в нем возникла гравитационная неустойчивость. Вначале образовались кольца, которые быстро распались на отдельные сгущения. Их исходные размеры и массы на расстоянии в одну астрономическую единицу от Солнца достигали 40 км и 5 * 1013 кг, а на расстоянии Юпитера -- соответственно 105 км и 1019 кг. За счет собственной тяжести происходило дальнейшее сжатие сгустков, их уплотнение, рост больших и разрушение малых. Превращение сгущенной пыли в отдельные твердые тела продолжалось всего 10 000 лет на расстоянии в 1 а.е. и около 1 млн лет на расстоянии Юпитера от Солнца.
Далее в результате взаимных столкновений происходило слипание отдельных пылинок и образование твердых тел. Расчеты показывают, что эффективность взаимных столкновений пропорциональна четвертой степени радиуса сгущения (плане-тезимали). Это привело к быстрому росту размеров наибольших из них. В результате столкновений их орбиты приближались к круговым, а сами они превращались в зародыши планет. Со временем выживали лишь те из них, орбиты которых с учетом их взаимного притяжения оказались устойчивыми.
Подобно планетам земной группы, формировались зародыши планет-гигантов -- Юпитера и Сатурна, хотя время их конденсации было в несколько раз большим. В данном случае, как только масса протопланеты достигала величины двух-трех масс Земли, начиналась интенсивная аккреция газа, входящего в протопланетное облако.
Несмотря на сходство образования, и состава исходного материала планет земной группы, в настоящий момент заметно различие в достигнутом уровне развития планет. На других планетах отсутствуют не только признаки жизни, но даже такие химические соединения, которые в ходе дальнейшей эволюции могли бы привести к появлению примитивных органических форм. Земля же обладает богатым, в высшей степени развитым органическим миром.
В раннюю историю своего существования все планеты, как Земля, пережили три общие для них фазы развития: Бронштэн В. А. Планеты и их наблюдения -- М., Наука, 1979
1) фазу аккреции;
2) фазу расплавления внешней среды (а возможно, и недр) и
3) лунную фазу (стадию первичной коры).
Совокупность этих фаз составляет раннюю историю планет.
небесный тело планета спутник астероид
1.2 Планеты и их спутники
Солнечная система образовалась около 4,6 млрд. лет назад. Группа планет, Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон, вместе с Солнцем составляют Солнечную систему.
Солнце -- центральное тело Солнечной системы -- это звезда, огромный газовый шар, в центре которого идут ядерные реакции. Основная доля массы Солнечной системы сосредоточена в Солнце -- 99,8%. Именно поэтому Солнце удерживает гравитацией все объекты Солнечной системы, размеры которой не менее шестидесяти миллиардов километров Самыгин С. И. Концепции современного нстествознания -- Ростов-на-Дону, Феникс, 2008.
Совсем рядом с Солнцем обращаются четыре маленьких планеты, состоящие, в основном, из горных пород и металлов -- Меркурий, Венера, Земля и Марс. Эти планеты называются планетами земной группы.
Между планетами земной группы и планетами-гигантами расположен пояс астероидов Саган К. Э. Космос -- М., 2000. Чуть дальше расположены четыре больших планеты, состоящие, в основном, из водорода и гелия. У планет-гигантов нет твердой поверхности, зато они имеют исключительно мощную атмосферу. Юпитер -- самая большая из них. Далее следуют Сатурн, Уран и Нептун. Все планеты -- гиганты имеют большое количество спутников, а также кольца.
Самой последней планетой Солнечной системы является Плутон, который по своим физическим свойствам ближе к спутникам планет-гигантов. За орбитой Плутона открыт так называемый пояс Койпера, второй пояс астероидов.
Меркурий, ближайшая к Солнцу планета Солнечной системы, была для астрономов длительное время полной загадкой. Не был точно измерен период её вращения вокруг оси. Из-за отсутствия спутников не была точно известна масса. Близость к Солнцу мешала производить наблюдения поверхности.
Меркурий -- один из самых ярких объектов на небе. По яркости он уступает только Солнцу, Луне, Венере, Марсу, Юпитеру и звезде Сириус. В соответствии с 3 законом Кеплера имеет самый маленький период обращения вокруг Солнца (88 земных дней). И самую большую среднюю скорость движения по орбите (48 км/с) Гофман В. Р. Концепции современного естествознания -- М., 2003.
Масса Меркурия равна массы Земли. Единственной планетой с меньшей массой является Плутон. По величине диаметра (4880 км, менее половины земного), Меркурий так же стоит на предпоследнем месте. Но его плотность (5.5 г/см3) приблизительно равна плотности Земли. Однако, будучи значительно меньше Земли, Меркурий испытал незначительное сжатие под действием внутренних сил. Таким образом, согласно расчетам, плотность планеты до сжатия составляет 5.3 г/см3 (для Земли это значение равно 4.5 г/см3). Такая большая несжатая плотность, превосходящая плотность любой другой планеты или спутника, свидетельствует о том, что внутреннее строение планеты отличается от строения Земли или Луны Айзек А. Земля и космос. От реальности к гипотезе -- М., 1999.
Большое значение несжатой плотности Меркурия должно обусловливаться наличием большого количества металлов. Согласно наиболее правдоподобной теории, в недрах планеты должно находиться ядро, состоящее из железа и никеля, масса которого должна составлять примерно 60% от полной массы. А остальная часть планеты должна состоять в основном из силикатов. Диаметр ядра -- 3500 км. Таким образом, оно залегает примерно на расстоянии 700 км от поверхности. Упрощенно можно представить себе Меркурий в виде металлического шара размером с Луну, покрытым скалистой 700 километровой коркой.
Одним из неожиданных открытий, сделанных американской космической миссией «Маринер 10» было обнаружение магнитного поля. Хотя оно и составляет приблизительно 1% Земного, оно так же существенно для планеты. Это открытие стало неожиданным из-за того, что раннее считалось, что внутренняя часть планеты имеет твердое состояние, а, следовательно, магнитное поле образоваться не могло. Сложно понять каким образом такая маленькая планета смогла сохранить достаточно теплоты для поддержания ядра в жидком состоянии. Наиболее вероятное предположение заключается в том, что в ядре планеты находится значительная часть соединений железа и серы, которые замедляют охлаждение планеты и благодаря этому, по крайней мере, серо-железная часть ядра находится в жидком состоянии Саган К. Э. Космос -- М., 2000.
Первые данные, характеризующие планету с близкого расстояния, были получены в марте 1974 года благодаря космическому аппарату, запущенному в рамках американской космической миссии «Маринер 10», который приблизился на расстояние 9500 км и сфотографировал поверхность при разрешении 150 м.
Хотя температура поверхности Меркурия уже была определена на Земле, более точные данные были получены при близких измерениях. Температура на дневной стороне поверхности достигает 700 К, примерно температура плавления свинца. Однако после захода Солнца, температура быстро опускается примерно до 150 К, после чего медленнее остывает до 100 К. Таким образом, разность температур на Меркурии примерно 600К, большая чем на любой другой планете Садохин А. П. Концепции современного естествознания -- М., Юнити, 2006.
Меркурий сильно напоминает Луну по внешности. Он покрыт тысячами кратеров, большие из которых достигают 1300 км в диаметре. Так же на поверхности встречаются крутые откосы, которые могут превышать километр в высоту и сотни километров в длину, хребты и долины. Некоторые из самых больших кратеров имеют лучи подобно кратерам Тихо и Коперника на Луне и многие из них имеют центральные вершины Горьков В. Л., Авдеев Ю. Ф. Космическая азбука. Книга о космосе -- М., 1984.
Большинство рельефных объектов на поверхности планеты было названо в честь известных художников, композиторов и представителей других профессий, внесших свой вклад в развитие культуры. Самые большие кратеры названы Бах, Шекспир, Толстой, Моцарт, Гете.
В 1992 году астрономы обнаружили районы с высоким уровнем отражения радиоволн, по своим свойствам сходные со свойствами отражения у полюсов на Земле и на Марсе. Оказалось, что в этих районах содержится лед в кратерах, покрытых тенью. И хотя существование таких низких температур не явилось неожиданностью, загадкой оказалось происхождение этого льда на планете, остальная часть которой испытывает воздействие высоких температур и абсолютно сухая.
Отличительные черты Меркурия -- длинные откосы, которые иногда пересекают кратеры, являются свидетельством сжатия. Очевидно, планета сжималась, и по поверхности шли трещины. И этот процесс происходил уже после того, как образовалось большинство кратеров. Если стандартная кратерная хронология верна по отношению к Меркурию, то это сжатие должно было происходить на протяжении первых 500 миллионов лет истории Меркурия.
Венера, как и Меркурий, раскрылась перед учеными в основном за последние полвека. Длительное время не было известно ни давление атмосферы у поверхности планеты, ни её радиуса. Астрономические наблюдения давали лишь радиус облачного слоя, окружающего планету, в пределах от 6100 до 6200 км. Атмосфера Венеры была открыта в 1761 г. М. В. Ломоносовым при наблюдении прохождения Венеры перед диском Солнца. При схождении её с диска Солнца край последнего как бы выгнулся, образовав «пупырь». М. В. Ломоносов правильно объяснил наблюдавшееся им явление преломлением солнечных лучей в атмосфере Венеры. Это явление получило название «явление Ломоносова» Стрельник О. Н. Концепции современного естествознания -- М., 2000.
Масса Венеры была уточнена по пролётам мимо планеты американских космических аппаратов «Маринер-2», «Маринер-5» и «Маринер-10». Она составляет 1: 408 524 массы Солнца или 84. 5% массы Земли. По массе и размерам была уточнена средняя плотность Венеры, 5. 27 г/см3, и определено ускорение силы тяжести на её поверхности, 885 см/сек2. Радиолокационные наблюдения, проводившиеся, начиная с 1961 г., в СССР, США и Англии, позволили определить, наконец, период её вращения. Он оказался самым большим в Солнечной системе: 243. 16 суток при обратном направлении вращения. Давление атмосферы у поверхности Венеры оказалось 90 атмосфер.
Венера на 97% состоит из углекислого газа (СО2). Не более 2% приходится на долю азота и инертных газов (в первую очередь аргона). В отношении содержания кислорода различные методы дают пока противоречивые результаты, но в любом случае его меньше 0. 1%. Из других газов методы инфракрасной спектроскопии позволили обнаружить окись углерода (СО2) в количестве 5*10?-5 от всей массы атмосферы, хлористый водород (НСI)-4*10*-7 и фтористый водород (НF)-10*-9. Поиски других возможных компонентов венерианской атмосферы пока не привели к положительным результатам, но ни один из них не составляет более 10*5 общего состава атмосферы Гусейханов М. К., Раджабов О. Р. Концепции современного естествознания -- М., Дашков и К, 2007.
У планеты имеется, как и у Земли, ионосфера. Самые верхние слои атмосферы Венеры состоят почти целиком из водорода. Водородная атмосфера Венеры простирается до высоты 5500 км. Наземные американские установки дали возможность исследовать приэкваториальную область планеты. Было обнаружено около 10 кольцевых структур, подобных метеоритным кратерам Луны и Меркурия, диаметром от 35 до 150 км, но сильно сглаженных, уплощенных. Удалось обнаружить гигантский разлом в коре планеты длинной 1500 км, шириной 150 км и глубиной 2 км. Выявлен дугообразный горный массив, пересечённый и частично разрушенный другим. Это говорит в пользу наличия сбросовых движений в коре планеты. Найден вулкан с диаметром основания 300−400 км и около 1 км в высоту. Американские учёные выявили в северном полушарии планеты огромный круглый бассейн протяжённостью около 1500 км с севера на юг и 100 км с запада на восток. Был изучен рельеф 55 районов Венеры. Среди них имеются участки как сильно всхолмлённой местности, с перепадами высот на 2−3 км, так и относительно ровной. Обнаружена большая гладкая равнина длинной около 800 км, и ещё более гладкая, чем поверхность лунных морей. Поверхность Венеры в целом более гладкая, чем поверхность Луны Айзек А. Земля и космос. От реальности к гипотезе -- М., 1999.
Фотографии поверхности Венеры показывают каменистую пустыню с характерными скальными образованьями. На снимке «Венеры-9» — осыпь камней. Это говорит о непрекращающейся тектонической активности Венеры.
Четвертая планета Солнечной системы -- Марс. Орбита Марса лежит приблизительно в полтора раза дальше, чем земля. Орбита планеты несколько эллиптическая, так что расстояние планеты от Солнца изменяется от минимума, при перигелии, 206.7 миллионов км до максимума, при афелии, 249.2 миллиона км. Так как Марс -- дальше от Солнца чем Земля, Марсу требуется больше времени, чтобы совершить одно обращение вокруг Солнца. Год на Марсе длится 687 земных дней. Скорость движения Марса примерно 24 км/с, причем планета вращается в том же направлении, что и Земля -- против часовой стрелки (если смотреть со стороны северного полюса планеты). Дубнищева Т. Я. Концепции современного естествознания -- М., Академия, 2006.
Марсианский день длится 24 часа, 37 минут, 23 секунды, что очень близко к продолжительности земного дня. Наклон оси планеты -- приблизительно 25 градусов, вследствие чего, сезонные изменения на Марсе происходят подобно Земным. Из-за эллиптической орбиты Марса, в южном полушарии лето, когда планета находится на самом близком расстоянии к Солнцу, а в северном полушарии -- зима.
Планета имеет средний диаметр 6,780 км, что составляет приблизительно половину размера Земли, и почти вдвое больше размера Луны. Из-за вращения, планета немного приплюснута у полюсов, имея фактический диаметр 6,794 км в экваторе и 6,752 км в направлении полюсов. Средняя плотность планеты (3.9 г/см3), ниже чем плотность Земли (5.5 г/см3).
Главные составляющие Марсианской атмосферы -- двуокись углерода (95.3%), азот (2.7%), и аргон (1. 6%). Малые количества кислорода, окиси углерода, водяного пара, и других веществ составляют остальную часть. Среднее поверхностное давление атмосферы -- меньше одной сотой среднего поверхностного давления атмосферы Земли, и оно изменяется в зависимости от времени года и высотой. Марсианская атмосфера подвергается суточным и сезонным резким изменениям температуры. Они составляют в среднем приблизительно 220 K и изменяется от 145 K в течение полярной ночи до 300 K в области экватора в течение полудня при перигелии. Ермолаев Б. В., Аруцев А. А. Концепции современного естествознания -- Ростов-на-Дону, 2003.
Хотя Марсианская атмосфера является очень тонкой и холодной, она очень активна и сложна. Глобальные атмосферные системы циркуляции воздуха на Земле и на Марсе очень похожи. В Марсианской атмосфере, как и на Земле, теплые восходящие воздушные течения на экваторе, перемещают воздушные массы, отклоняя их на восток, и затем убывают к средним широтам и возвращаются на экватор. В ветрах, дующих с запада на средней высоте находятся узкие полосы сильных ветров называемых потоками реактивного воздуха, которые производят штормовые системы близко к поверхности. Кроме того, на Марсе происходят сезонные изменения климата, в следствие солнечного нагрева и обмена двуокисью углерода между полярным льдом и морозом (речь о которых пойдет ниже) и атмосферой. Во время того, как на каждом Марсианском полушарии наступает осень и зима, углекислый газ, находящийся в составе атмосферы конденсируется и образовывает ледяные шапки, которые простираются от полюса на расстояние почти до середины расстояния между полюсом и экватором. Когда приходит весна, перепад температуры между льдом и нагретой солнцем почвой порождает сильные ветры в области края отступающей полярной шапки. Этот эффект усиливается более горячим южным летом, когда планета находится ближе к Солнцу. Сильные южные летние ветры поднимают огромные количества пыли, которые усиливаются в большие штормы. Согласно наблюдениям, эти штормы покрывают всю планету Стрельник О. Н. Концепции современного естествознания -- М., 2000.
Цвет Марсианской поверхности находится в диапазоне от оранжевого до буро-черного. Более темные вещества -- выветрившаяся базальтовая горная порода, и более светлые -- окиси железа. С Земли видно, что чередующиеся полосы различной яркости обычно формируются в области топографических черт или вокруг них. Многие из них изменяют форму и размер с сезонной периодичностью, что свидетельствует о том, что большая часть поверхности покрыта тонким слоем пыли и песка, которые легко переносятся ветрами. Фотографии Марсианской поверхности, полученные Американскими аппаратами, совершившими посадку на поверхность Марса, в рамках миссии «Викинг» подтверждают наличие слоев, которые переносятся ветрами, а также показывают камни и булыжники разбросанные на поверхности. Эти наблюдения являются типичными для Марса, так как они подтверждаются различными измерениями, проведенными как с Земли так и с космических кораблей.
Так как на Марсе не существует океанов, и, таким образом, нет уровня моря, все измерения высоты объектов на планете измеряются относительно искусственно введенной величины, называемой средней высотой поверхности. При использовании этой точки начала отсчета, топографию Марса можно разделить на южную горную местность, покрытую кратерами, которая обычно располагается от 1 до 5 км выше начала отсчета, и на сравнительно гладкую северную низину -- покрывающую почти 40% поверхности, диапазон высот на которой от 0 до 3 км ниже точки начала отсчета. Самое большое на горной местности -- возвышение Тарсис, имеющее диаметр больше 3,000 км, достигающее 10 км в высоту и состоящее из нескольких вулканических пластов. Меньшее повышение Элизиум на 5 км выше плоскости окружающей низины.
В геологическом строении Марса сочетаются характеристики и Луны и Земли. И это не является неожиданностью, потому что Марс имеет схожесть по составу с обоими телами. Однако, что действительно является неожиданностью -- необъятное количество геологических особенностей на Марсе по сравнению с теми же самыми особенностями на Земле. Размер можно объяснять недостатком тектонических пластин на Марсе, который имеет тенденцию к перемещению центров процесса горообразования, атмосферой планеты и ее климатом, который обладает меньшим эрозивным действием. Другое главное отличие между двумя планетами -- катастрофическое наводнение, которое произошло на Марсе, когда избыточные подземные воды были выпущены в больших объемах. Лихин А. Ф. Концепции современного естествознания -- М., Проспект, 2005.
Первые измерения температуры Марса с помощью термометра, помещённого в фокусе телескопа-рефлектора, проводились ещё в начале 20-х годов. Измерения В. Лампланда в 1922 г. дали среднюю температуру поверхности Марса 245°К (-28°С), Э. Петтит и С. Никольсон получили в 1924 г. 260°К (-260°С). Более низкое значение получили в 1960 г. У. Синтон и Дж. Стронг: 230°К (-43°С). Позднее, в 50-е и 60-е гг. были накоплены и обобщены многочисленные измерения температур в различных точках поверхности Марса, в разные сезоны и времена суток. Из этих измерений следовало, что днём на экваторе температура может доходить до 300°К (+27°С), но уже к вечеру она падает до нуля, а к утру до 223°К (-50°С). На полюсах температура может колебаться от +10°С в период полярного дня до очень низких температур во время полярной ночи. В 1956 г. к измерению температур был применён новый метод — радиоастрономический. Марс, как и всякое нагретое тело, испускает не только инфракрасное излучение, но и более длинноволновое, лежащее в радиодиапазоне. Его принято называть тепловым радиоизлучением, в отличие от нетеплового, связанного с различными электромагнитными и плазменными процессами. Измеряя поток теплового радиоизлучения, можно определить температуру планеты. Первые такие измерения выполнили К. Майер, Т. Мак Каллаф и Р. Слонейкер в 1956 г. Они получили среднюю температуру поверхности Марса 218°К, т. е. заметно ниже, по инфракрасному излучению. Измерения, проведённые в последние годы с космических кораблей, показали, что на Марсе могут наблюдаться и ещё более низкие температуры, доходящие до 140°К -- ниже точки замерзания углекислого газа. Многочисленные ряды измерений радиотемператур Марса выполнены советскими учёными А. Д. Кузьминым, Ю. Н. Ветухновской, Б. Я. Лосовским, Б. Г. Кутузой и другими. Во время великого противостояния 1971 г., по их измерениям, средняя температура Марса составляла 198°К Дубнищева Т. Я. Концепции современного естествознания -- М., Академия, 2006.
Различие температур дня и ночи, полярных и тропических районов, зимы и лета приводит к возникновению ветров, имеющих подчас скорости 40−50 мсек. Система воздушной циркуляции на Марсе изучается сейчас различными методами многими учёными.
11 и 17 августа 1877 г. Асаф Холл на Вашингтонской обсерватории открыл два маленьких спутника Марса — Фобос и Деймос. Как показали фотографии «Маринера-9» в 1971 году, Фобос имеет размеры 27 на 20 км, Деймос 15 на 11 км. Поверхность спутников темнее Марсианской. Периоды обращения спутников вокруг планеты составляют 7 час. 39 мин. у Фобоса и 30 час. 21 мин. у Деймоса, их расстояние от центра планеты 9400 и 23 500 км. Наблюдения «Маринера-9» показали, что оба спутника обращены к Марсу одной стороной (как Луна к Земле). Для установления такого вращения достаточно только несколько сотен тысяч лет для Фобоса ввиду его близости к Марсу. Непосредственные фотографии, фотоэлектрические и поляризационные наблюдения указывают на то, что наружный слой поверхности обоих спутников — мелко раздробленная пыль, слой которой имеет толщину около 1 мм. Её состав, по-видимому, базальтовый со значительной примесью карбонатов. Инфракрасные наблюдения свидетельствуют о крайне низкой теплопроводности наружного покрова, что подтверждает гипотезу о пылевом слое.
В соответствии с законами Кеплера Земля обращается вокруг Солнца с переменной скоростью по слегка вытянутому эллипсу. Ближе всего к солнцу она подходит в начале января, когда в Северном полушарии царит зима, дальше всего отходит в начале июля, когда у нас лето. Разница в удалении Земли от Солнца между январём и июлем составляет около 5 млн. км. Поэтому зима в северном полушарии чуть-чуть теплее, чем в Южном, а лето, наоборот, чуть-чуть прохладнее. Это явственнее всего даёт себя знать в Арктике и в Антарктиде.
Эллиптичность орбиты Земли оказывает на характер времён года лишь косвенное и очень незначительное влияние. Причина смены времён года кроется в наклоне земной оси. Ось вращения Земли расположена под углом в 66.5 к плоскости её движения вокруг Солнца.
Единственный спутник Земли -- Луна. Самая удивительная особенность движения Луны состоит в том, что скорость её вращения вокруг оси совпадает со средней угловой скоростью обращения вокруг Земли. Поэтому Луна всегда обращена к Земле одним и тем же полушарием. Поскольку Луна — ближайшее небесное тело её расстояние от Земли известно с наибольшей точностью, до нескольких сантиметров по измерениям при помощи лазеров и лазерных дальномеров. Наименьшее расстояние между центрами Земли и Луны равно 356 410 км. Наибольшее расстояние Луны от Земли достигает 406 700 км, а среднее расстояние составляет 384 401 км. Горьков В. Л., Авдеев Ю. Ф. Космическая азбука. Книга о космосе -- М., 1984.
Земля как одна из планет Солнечной системы на первый взгляд ничем не примечательна. Это не самая большая, но и не самая малая из планет. Она не ближе других к солнцу, но и не обитает на периферии планетной системы. И всё же Земля обладает одной уникальной особенностью — на ней есть жизнь. Однако при взгляде на Землю из космоса это не заметно. Хорошо видны облака, плавающие в атмосфере. Сквозь просветы в них различимы материки. Большая же часть Земли покрыта океанами.
Появление жизни, живого вещества — биосферы — на нашей планете явилось следствием её эволюции. В свою очередь биосфера оказала значительное влияние на весь дальнейший ход природных процессов. Так, не будь жизни на Земле, химический состав её атмосферы был бы совершенно иным.
Недра Земли состоят из трёх основных частей: коры, оболочки (мантии) и ядра Стрельник О. Н. Концепции современного естествознания -- М., 2000.
Кора отделяется от оболочки отчётливой границей, на которой скачкообразно возрастают скорости сейсмических волн, что вызвано резким повышением плотности вещества. Эта граница носит название раздел Мохоровичича (иначе — поверхность Мохо или раздел М) по фамилии сербского сейсмолога, открывшего её в 1909 г.
Толщина коры непостоянна, она изменяется от нескольких километров в океанических областях до нескольких десятков километров в горных районах материков. В самых грубых моделях Земли кору представляют в виде однородного слоя толщиной порядка 35 километров. Ниже, до глубины примерно 2900 км, расположена мантия. Она, как и земная кора, имеет сложное строение.
Граница между ядром и мантией наиболее отчётливая. Она сильно отражает продольные (Р) и поперечные (S) сейсмические волны и преломляет Р-волны. Ниже этой границы скорость Р-волны резко падает, а плотность вещества возрастает: от 5600 кг/м3 до 10 000 кг/м3. S-волны ядро вообще не пропускает. Это означает, что вещество там находится в жидком состоянии.
В 30-е гг. сейсмологи установили, что у Земли есть и внутреннее, твёрдое ядро. Современное значение глубины границы между внутренним и внешним ядрами примерно 5150 км.
Граница наружной зоны Земли — расположена на глубине порядка 70 км. Литосфера включает в себя как земную кору, так и часть верхней мантии. Этот жёсткий слой объединяется в единое целое его механическими свойствами. Литосфера расколота примерно на десять больших плит, на границах которых случается подавляющее число землетрясений.
Под литосферой на глубинах от 70 до 250 км существует слой повышенной текучести — так называемая астеносфера Земли. Жёсткие литосферные плиты плавают в «астеносферном океане».
В астеносфере температура мантийного вещества приближается к температуре его плавления. Чем глубже, тем выше давление и температура. В ядре Земли давление превышает 3600 кбар, а температура — 6000 °C.
Тепловая энергия земных недр выделяется с поверхности планеты в виде теплового потока, который измеряется количеством тепла, выделяемого с единицы площади за единицу времени. Измерить тепловой поток Земли с достаточной точностью удалось только во второй половине XX века.
Континентальную земную кору можно представить в виде 15 — километрового слоя гранита, лежащего на слое базальта такой же толщины. Концентрация радиоактивных изотопов, служащих источниками тепла, в гранитах и базальтах хорошо изучена. Это прежде всего радиоактивный калий, уран и торий. Подсчитано, что при их распаде выделяется примерно 130 Дж/(см год). В тоже время средний тепловой поток, который равен 130 — 170 Дж/(см год). Следовательно, он почти полностью определяется тепловыделением в гранитном и базальтовом слоях.
С океанической корой всё обстоит иначе. Она значительно тоньше континентальной, и основу её составляет 5 — 6 -километровый базальтовый слой. Распад содержащихся в нём радиоактивных элементов даёт всего около 10 Дж/(см год). Однако, когда специалисты измерили тепловой поток на океанах, он оказался примерно таким же, как и на материках.
Сегодня установлено, что основная часть тепла поступает в океаническую кору через литосферную плиту из мантии. Вещество мантии постоянно находится в движении. Неравенство температур различных слоёв в ней приводит к активному перемешиванию вещества: более холодное и, соответственно, более плотное тонет, более горячее всплывает. Это так называемая тепловая конвекция.
Большинство современных исследователей указывают на три возможных источника энергии для поддержания тепловой конвекции в мантии. Во-первых, мантия всё ещё сохраняет большое количество тепла, накопленного в период формирования планеты. Его достаточно, чтобы поверхностный тепловой поток сохранялся на его теперешнем уровне в течение срока, в несколько раз превышающего нынешний возраст Земли. При этом планета должна остывать, но её остывание происходит очень медленно. Во-вторых, определённое количество тепла, по-видимому, поставляется в мантию из ядра. И, наконец, третий источник — это распад радиоактивных элементов (их содержание в мантии в настоящее время трудно оценить).
В настоящее время Земля обладает атмосферой массой примерно 5. 15*10 кг, т. е. менее миллионной доли массы планеты. Вблизи поверхности она содержит 78. 08% азота, 20. 05% кислорода, 0. 94% инертных газов, 0. 03% углекислого газа и в незначительных количествах другие газы Бронштэн В. А. Планеты и их наблюдения -- М., Наука, 1979.
Давление и плотность в атмосфере убывают с высотой. Половина воздуха содержится в нижних 5.6 км, а почти вся вторая половина сосредоточена до высоты 11.3 км. На высоте 95 километров плотность воздуха в миллион раз ниже, чем у поверхности. На этом кровне и химический состав атмосферы уже иной. Растёт доля лёгких газов, и преобладающими становятся водород и гелий. Часть молекул разлагается на ионы, образуя ионосферу.
Выше 1000 км. Находятся радиационные пояса. Их тоже можно рассматривать как часть атмосферы, заполненную очень энергичными ядрами атомов водорода и электронами, захваченными магнитным полем планеты.
Вода покрывает более 70% поверхности земного шара, а средняя глубина Мирового океана около 4 км. Масса гидросферы примерно 1. 46*10 кг. Это в 275 раз больше массы атмосферы, но лишь 1/4000 от массы всей Земли.
Гидросферу на 94% составляют воды Мирового океана, в которых растворены соли (в среднем 3. 5%), а также ряд газов. Верхний слой океана содержит 140 трлн тонн углекислого газа, а растворённого кислорода — 8 трлл тонн.
Юпитер является одной из наиболее удивительных планет Солнечной системы. Необычайным в этой планете является не ее полосатое тело с довольно быстрым перемещением темных полос и изменением их ширины и не огромное красное пятно, диаметр которого около 60 тыс. км., изменяющее время от времени свой цвет и яркость, и, наконец, не его «господствующее» по размеру и массе положение в планетной семье. Необычайное заключается в том, что Юпитер, как показали радиоастрономические наблюдения, является источником не только теплового, а и так называемого нетеплового радиоизлучения. Вообще для планет, которым присущи спокойные процессы, нетепловое радиоизлучение является совсем неожиданным
Юпитер — вторая по яркости после Венеры планета Солнечной системы. Но если Венеру можно видеть только утром или вечером, то Юпитер иногда сверкает всю ночь.
Юпитер — это планета-гигант, которая содержит в себе более 2/3 всей нашей планетной системы. Масса Юпитера равна 318 земным. Его объем в 1300 раз больше, чем у Земли. Средняя плотность Юпитера 1330 кг/м3, что сравнимо с плотностью воды и в четыре раза меньше, чем плотность Земли. Видимая поверхность планеты в 120 раз превосходит площадь Земли. Юпитер представляет собой гигантский шар из водорода, практически его химический состав совпадает с солнечным. А вот температура на Юпитере ужасающе низкая: -140 ° С Береговой Г. Т., Григоренко В. Н. Космическая Академия -- М., Академия, 1987.
Юпитер быстро вращается (период вращения 9 ч. 55 мин. 29 с .). Из-за действия центробежных сил планета заметно расплющилась, и её полярный радиус стал на 4400 км меньше экваториального, равного 71 400 км Магнитное поле Юпитера в 12 раз сильнее земного
Возле Юпитера побывало пять американских космических аппаратов: в 1973 г. — «Пионер-10», в 1974 — «Пионер-11». В марте и в июле1979 г. его посетили более крупные и «умные» аппараты — «Вояджер-1 и -2».В декабре 1995 до него долетела межпланетная станция «Галилео», которая стала первым искусственным спутником Юпитера и сбросила в его атмосферу зонд
Атмосфера Юпитера представляет собой огромную бушующую часть планеты, состоящую из водорода и гелия. Механизм, приводящий в действие общую циркуляцию на Юпитере, такой же, как и на Земле: разность в количестве тепла, получаемого от Солнца на полюсах и экваторе, вызывает возникновение гидродинамических потоков, которые отклоняются в зональном направлении кориолисовой силой. При таком быстром вращении, как у Юпитера, линии тока практически параллельны экватору. Картина усложняется конвективными движениями, которые более интенсивны на границах между гидродинамическими потоками, имеющими разную скорость. Конвективные движения выносят вверх окрашивающее вещество, присутствием которого объясняется слегка красноватый цвет Юпитера. В области темных полос конвективные движения наиболее сильны, и это объясняет их более интенсивную окраску. Самыгин С. И. Концепции современного нстествознания -- Ростов-на-Дону, Феникс, 2008
Так же как и в земной атмосфере, на Юпитере могут формироваться циклоны. Оценки показывают, что крупные циклоны, если они образуются в атмосфере Юпитера, могут быть очень устойчивы (время жизни до 100 тысяч лет). Вероятно, Большое Красное пятно является примером такого циклона. Изображения Юпитера, полученные при помощи аппаратуры, установленной на американских аппаратах «Пионер-10» и «Пионер-11», показали, что Красное пятно не является единственным образованием подобного типа: имеется несколько устойчивых красных пятен меньшего размера
Спектроскопическими наблюдениями было установлено присутствие в атмосфере Юпитера молекулярного водорода, гелия, метана, аммиака, этана, ацетилена и водяного пара. По-видимому, элементный состав атмосферы (и всей планеты в целом) не отличается от солнечного (90% водорода, 9% гелия, 1% более тяжелых элементов)
Полное давление у верхней границы облачного слоя составляет около 1 атм. Облачный слой имеет сложную структуру. Верхний ярус состоит из кристаллов аммиака ниже, должны быть расположен облака из кристаллов льда и капелек воды
Инфракрасная яркостная температура Юпитера, измеренная в интервале 8 — 14 мк, равна в центре диска 128 — 130К.
Наличие большого потока внутреннего тепла означает, что температура довольно быстро растет с глубиной. Согласно наиболее вероятным теоретическим моделям она достигает 400К на глубине 100 км ниже уровня верхней границы облаков, а на глубине 500 км — около 1200К. А расчеты внутреннего строения показывают, что атмосфера Юпитера очень глубокая — 10 000 км, но надо отметить, что основная масса планеты (ниже этой границы) находится в жидком состоянии. Водород при этом находится в вырожденном, что-то же самое, в металлическом состоянии (электроны оторваны от протонов). При этом в самой атмосфере водород и гелий, строго говоря, находятся в сверхкритическом состоянии: плотность в нижних слоях достигает 0,6−0,7г/см ?, и свойства скорее напоминают жидкость, чем газ. В самом центре планеты (по расчетам на глубине 30 000 км), возможно, находится твердое ядро из тяжелых элементов, образовавшееся в результате слипания частиц металлов и каменных образований
Юпитер преподносит много сюрпризов: он генерирует мощные полярные сияния, сильные радиошумы, возле него межпланетные аппараты наблюдают пылевые бури — потоки мелких твердых частиц, выброшенных в результате электромагнитных процессов в магнитосфере Юпитера. Мелкие частицы, которые получают электрический заряд при облучении солнечным ветром, обладают очень интересной динамикой: являясь промежуточным случаем между макро и микротелами, они примерно одинаково реагируют и на гравитационные и на электромагнитные поля
Именно из таких мелких каменных частиц, в основном состоит кольцо Юпитера, открытое в марте 1979 года (косвенное обнаружение кольца в 1974 г. по данным «Пионера» осталось непризнанным). Его главная часть имеет радиус 123−129 тыс. км. Это плоское кольцо около 30 км толщиной и очень разреженное — оно отражает лишь несколько тысячных долей процента падающего света. Более слабые пылевые структуры тянутся от главного кольца к поверхности Юпитера и образуют над кольцом толстое гало, простирающееся до ближайших спутников. Увидеть кольцо Юпитера с Земли практически невозможно: оно очень тонкое и постоянно повернуто к наблюдателю ребром из-за малого наклона оси вращения Юпитера к плоскости его орбиты
У Юпитера обнаружено 16 лун. Две из них — Ио и Европа — размером с нашу Луну, а другие две — Ганимед и Каллисто — превзошли ее по диаметру примерно в полтора раза. Каллисто равна по размерам Меркурию, а Ганимед его обогнал. Правда, они находятся дальше от своей планеты, чем Луна от Земли. Только Ио видна в небе Юпитера как яркий красноватый диск (или полумесяц) лунных размеров, Европа, Ганимед и Каллисто выглядят в несколько раз меньше Луны. Хорошавина С. Г. Концепции современного естествознания. Курс лекций -- Ростов-на-Дону, 2006
Владения Юпитера довольно обширны: восемь внешних спутников настолько удалены от него, что их нельзя было бы наблюдать с самой планеты невооруженным глазом. Происхождение спутников загадочно: половина из них движется вокруг Юпитера в обратную сторону (по сравнению с обращением других 12 спутников и направлением суточного вращения самой планеты). Самый внешний спутник Юпитера в 200 раз дальше от него, чем самый близкий. Например, если высадиться на один из ближайших спутников, то оранжевый диск планеты займет полнеба. А с орбиты самого дальнего спутника диск гиганта Юпитера будет выглядеть почти в два раза меньше лунного. Садохин А. П. Концепции современного естествознания -- М., Юнити, 2006.
Спутники Юпитера — это интереснейшие миры, каждый со своим лицом и историей, которые открывались нам только в космическую эру.
Сатурн, бесспорно, — самая красивая планета Солнечной системы. Почти всегда в поле зрения телескопа наблюдатель видит эту планету, окруженную кольцом, которое при более внимательном наблюдении представляет собой систему трех колец. Правда, эти кольца отделены друг от друга, слабоконтрастными промежутками, поэтому не всегда все три кольца удается рассмотреть. Если наблюдать Сатурн при наилучших атмосферных условиях (при незначительном турбулентном дрожании изображения и т. п.) и с увеличением в 700−800 раз, то даже на каждом из трех колец едва заметны тонкие концентрические полосы, напоминающие промежутки между кольцами. Самое светлое и самое широкое — среднее кольцо, а самое слабое по яркости — внутреннее. Внешний диаметр системы колец почти в 2,4, а внутренний в 1,7 раза больше диаметра планеты
Температура планеты на уровне верхней границы облачного покрова, где давление равно 0,1 атм, составляет всего 85 К, или -188 С. Интересно, что за счет нагревания одним Солнцем даже такой температуры получить нельзя. Расчет показывает: в недрах Сатурна имеется свой собственный источник тепла, поток от которого в 2,5 раза больше, чем от Солнца. Сумма этих двух потоков и дает наблюдаемую температуру планеты. Космические аппараты подробно исследовали химический состав надоблачной атмосферы Сатурна. В основном она состоит почти на 89% из водорода. На втором месте гелий (около 11% по массе). Отметим, что в атмосфере Юпитера его 19%. Дефицит гелия на Сатурне объясняют гравитационным разделением гелия и водорода в недрах планеты: гелий, который тяжелее, постепенно оседает на большие глубины. Другие газы в атмосфере -- метан, аммиак, этан, ацетилен, фосфин -- присутствуют в малых количествах.
Показать Свернутьgugn.ru
