Происхождение солнечной системы

пояса малых планет. В пределах одной группы планеты близки по таким

физическим характеристикам, как плотность, размеры химический состав, но

одна группа резко отличается при этом от другой. Каждая планета имеет

свои неповторимые особенности.

Меркурий самая близкая к Солнцу планета Солнечной системы. Расположена

на расстоянии 58 млн. км от Солнца. Полный оборот на небе завершает за 88

сут. Из-за близости к Солнцу и малых видимых размеров Мер курий долго

оставался малоизученной планетой. Только в 1965г. благодаря применению

радиолокации был измерен период вращения Меркурия вокруг своей оси,

оказавшийся равным 58, 65 сут. , т. е. 2/3 его обращения вокруг

Солнца. Такое вращение является динамически устойчивым. Солнечные сутки на

Меркурии продолжаются 176 дней. Ось вращения Меркурия почти

перпендикулярна плоскости его орбиты.

Как подсказали радионаблюдения температура на поверхности Меркурия в

пункте, где Солнце находится в зените достигает 620 К. Температура

ночного полушария около 110 К. С помощью радионаблюдений удалось

определить тепловые свойства наружного покроя планеты, которые оказались

близкими к свойствам тон кораздробленных породи лунного реголита. Причиной

такого состояния по род, по всей видимости, являются непрерывные удары

метеоритов, почти не ослабляемые разряжённой атмосферой Меркурия.

Фотографирование поверхности Меркурия американским космическим

аппаратом "Маринер-10" в 1974-1975 гг. показало, что по виду планета

напоминает Луну. Поверхность усеяна кратерами разных размеров, причём их

распределение по величине диаметра аналогично распределению кратеров Луны.

Это говорит о том, что они образовались в результате интенсивной

метеоритной бомбардировки миллиарды лет назад на первых этапах эволюции

планеты. Встречаются кратеры со светлыми лучами, с центральными горками и

без них, с тёмным и светлым дном, с резкими очертаниями валов (молодые)

и полу разрушенные (древние). Обнаружены долины, напоминающие известную

Долину Альп не Луне, гладкие круглые равнины, получившие название

бассейнов. Наибольший из них - Калорис - имеет диаметр 1300 км. Наличие

тёмного вещества в бассейнах и заполненных лавой кратерах свидетельствует

о том, что в начальный период своего существования планета испытала

сильное разогревание, за которым последовала одна или несколько эпох

интенсивного вулканизма. Атмосфера Меркурия очень сильно разряжена по

сравнению с земной атмосферой. По данным, полученным с "Маринера -10", её

плотность не превосходит плотности земной атмосферы на высоте 620 км.

В составе атмосферы обнаружено небольшое количество водорода,

гелия и кислорода, присутствуют и некоторые инертные газы, напри мер,

аргон и неон. Такие газы могли выделится в результате распада

радиоактивных веществ, входящих в состав грунта планеты. Обнаружено слабое

магнитное поле, напряженность которого меньше, чем у Земли, и больше, чем

у Марса. Межпланетное магнитное поле, взаимодействуя с ядром Меркурия,

может создавать в нём электрические токи. Эти токи, а также перемещения

зарядов в ионосфере, которая у Меркурия слабее по сравнению с земной,

могут поддерживать магнитное поле планеты. Взаимодействуя с солнечным

ветром (см. Излучения Солнца), оно создаёт магнитосферу. Средняя

плотность Меркурия значительно выше лунной и почти равна средней

плотности Земли. Высказывается гипотеза о том, что Меркурий имеет

мощную селикатную оболочку (500 - 600 км. ), а оставшиеся 50% объема

занимает железистое ядро.

Жизнь на Меркурии из-за очень высокой дневной температуры и

отсутствия жидкой воды не может существовать. Спутников Меркурий не

имеет. . Венера - вторая по расстоянию от Солнца и ближайшая к Земле

плане та Солнечной системы. Среднее расстояние от Солнца - 108 млн. км.

Период обращения вокруг него - 225 сут. Во время нижних соединений может

приближаться к Земле до 40 млн. км, т. е. ближе любой другой большой

планеты Солнечной системы. Синодический период (от одного нижнего

соединения до другого) равен 584 сут. Венера - самое яркое светило на

небе после Солнца и Луны. Известна людям с глубокой древности. Диаметр

Венеры - 12 100 км. (95% диаметра Земли), масса - 81, 5% массы Земли

или 1:408 400 массы Солнца, средняя плотность 5, 2 г/ 6см 53, ускорение

силы тяжести на поверхности - 8, 6 м/с 52 (90% земного). Период вращения

Венеры долго не удавалось установить из-за плотной атмосферы и облачного

слоя, окутывающих эту планету. Только с помощью радиолокации установи ли,

что он равен 243, 2 сут. , причём Венера вращается в обратную сторону по

сравнению с Землёй и другими планетами. Наклон оси вращения Венеры к

плоскости её орбиты равен почти 90 50. Существование атмосферы Венеры

было обнаружено в 1761 г. М. В. Ломоносовым при наблюдениях прохождения

её по диску Солнца.

В XX веке с помощью спектральных исследований в атмосфере Венеры

найден углекислый газ, который оказался основным газом её атмосферы. По

данным советских межпланетных станций серии "Венера", не долю углекислого

газа приходится 97% всего состава атмосферы Венеры. В неё входят так же

около 2% азота и инертных газов, не более , 1% кислорода и небольшие

количества окиси углерода, хромо водорода и фтороводорода. Кроме того, в

её атмосфере содержится около, 1% водяного пара. Углекислый газ и водяной

пар создают в атмосфере Венеры парниковый эффект, приводящий к сильному

разогреванию планеты. Причина этого состоит в том, что оба газа

интенсивно поглощают инфракрасные (тепловые) лучи, испускаемые нагретой

поверхностью Венеры. Температура её достигает около 500 50 С. Облачный

слой Венеры, скрывающий от нас её поверхность, как установлено станциями

серии "Венера", расположен на высоте 49-68 км. над поверхностью, по

плотности напоминает легкий туман. Но большая протяжённость облачного слоя

делает его совершенно непрозрачным для земного наблюдателя.

Предполагается, что облака состоят из капель водородного раствора

серной кислоты. Освещённость на поверхности в дневное время подобна

земной в пасмурный день. Из космоса облака Венеры выглядят как система

полос, располагающихся обычно параллельно экватору планеты, однако

порой они образуют детали, которые были замечены ещё с Земли, что и

позволило установить примерно 4- 5х су точный период вращения облачного

слоя. Это четырехсуточное вращение было подтверждено космическими

аппаратами и объясняется наличием на уровне облаков постоянных ветров,

дующих в сторону вращения планеты со скоростью около 100 м/с. Атмосферное

давление у поверхности Венеры составляет около 9МПа, а плотность в 35

раз превышает плотность земной атмосферы. Количество углекислого газа в

атмосфере Венеры в 400 тыс. раз больше, чем в земной атмосфере.

Причиной этого, вероятно, является интенсивная вулканическая деятельность,

а кроме того, отсутствие на планете двух основных поглотителей

углекислого газа - океана с его планктоном и растительности.

Самые верхние слои атмосферы Венеры состоят целиком из водорода.

Водородная атмосфера простирается до высоты 5500 км. Радтолокация

позволила изучить невидимый из-за облаков рельеф Венеры. В при

экваториальной зоне обнаружено белее 10 кольцевых структур, подобных

кратерам Луны и Меркурия, диаметром от 35 до 150 км. , но сильно

сглаженных и плоских. Обнаружен разлом в коре планеты длиной 1500 км. ,

шириной 150 км. и глубиной около 2 км. , горные массивы, вулкан с

диаметром основания 300-400 км. и высотой около 1 км. , огромная котловина

протяжённостью 1500 км. с севера на юг и 1000 км. с запада на восток.

Межпланетные станции "Венера-9" и "Венера-10" позволили изучить с орбит

искусственных спутников Венеры рельеф 55 районов плане ты; при этом были

обнаружены гористые участки местности с перепадом высот 2-3 км. , а так

же относительно ровные участки. Поверхность Венеры относительно более

гладкая, чем поверхность Луны.

Анализ природы и поверхности Венеры может иметь большое значение для

построения теории эволюции всех планет Солнечной системы, в том

числе и нашей Земли. Спутников Венера не имеет. Земля - одна из

планет Солнечной системы. Подобно другим планетам она движется вокруг

Солнца по эллиптической орбите. Расстояние от Земли до Солнца в разных

точках орбиты неодинаковое. Среднее же расстояние около 149, 6 млн.

км. В процессе движения нашей планеты вокруг Солнца плоскость земного

экватора (наклоненная к плоскости орбиты под углом 23 50 27')

перемещается параллельно самой себе таким образом, что в одних участках

орбиты земной шар наклонен к Солнцу своим северным полушарием, а в

других - южным. Большую часть поверхности Земли (до 71%) занимает

Мировой океан. Средняя глубина Мирового океана - 3900 м. Существование

осадочных пород, возраст которых превосходит 3, 5 млрд. лет, служит

доказательством существования на Земле обширных водоёмов уже в ту далёкую

пору.

На современных континентах более распространены равнины, главным

образом низменные, а горы - в особенности высокие - занимают

незначительную часть поверхности планеты, так же как и глубоководные

впадины на дне океанов. Форма Земли, как известно близкая к шарообразной,

при более детальных измерениях оказывается очень сложной, даже если

обрисовать её ровной поверхностью океана (не искаженной приливами,

ветрами, течениями) и условным продолжением этой поверхности под

континенты. Неровности поддерживаются неравномерным распределением

массы в недрах Земли.

Такая поверхность называется геоидом. Геоид( с точностью порядка

сотен метров) совпадает с эллипсоидом вращения, экваториальный радиус

которого 6378 км. , а полярный ради ус на 21, 38 км. меньше

экваториального. Разница этих радиусов возникла за счёт центробежной силы,

создаваемой суточным вращением Земли. Суточное вращение земного шара

происходит с практически постоянной угловой скоростью с периодом 23 ч.

56 мин. 4, 1с. т. е. за одни звёздные сутки, количество которых в году

ровно на одни сутки больше, чем солнечных. Ось вращения Земли направлена

своим северным концом приблизительно на звезду альфа Малой Медведица,

которая поэтому называется Поляр ной звездой. Одна из особенностей Земли

- её магнитное поле, благодаря которому мы можем пользоваться компасом.

Магнитный полюс Земли, к которому притягивается северный конец стрелки

компаса, не совпадает с Се верным географическим полюсом.

Под действием солнечного ветра (см. Из лучения Солнца) магнитное

поле Земли искажается и приобретает "шлейф" в направлении от Солнца,

который простирается на сотни тысяч километров. Наша планета окружена

обширной атмосферой. Основными газами, входящими в состав нижних слоёв

атмосферы являются азот (примерно 78%), кислород (около 21%) и аргон

(около 1%). Других газов в атмосфере Земли очень мало, например

углекислого газа около ,3%. Атмосферное давление на уровне поверхности

океана составляет при нормальных условиях приблизительно, 1МПа. Полагают,

что земная атмосфера сильно изменилась в процессе эволюции: обогатилась

кислородом и приобрела современный состав в результате длительного

взаимодействия с горными породами и при участии биосферы, т. е.

растительных и животных организмов. Доказательством того, что такие

изменения действительно произошли, служат, например, залежи каменного

угля и мощные пласты отложений карбонатов в осадочных породах они

содержат громадное количество углерода, который раньше входил в состав

земной атмосферы в виде угле кислого газа и окиси углерода. Учёные

считают, что древняя атмосфера произошла из газообразных продуктов

вулканических извержений; о её составе судят по химическому анализу

образцов газа, "замурованных" в полостях древних горных пород. В

исследованных образцах, возраст которых приблизительно 3, 5 млрд. лет

содержится приблизительно 60% угле кислого газа, а остальные 40% -

соединения серы, аммиак, хлористый и фтористый водород. А небольшом

количестве найдены азот и инертные газы. Весь кислород был химически

связанным.

Одной из важнейших задач современной науки о Земле является

изучение эволюции атмосферы, поверхности и наружных слоёв Земли, а

так же внутреннее строение её недр. О внутреннем строении Земли прежде

всего судят по особенностям прохождения сквозь различные слои Земли

механических колебаний, возникающих при землетрясениях или взрывах. Ценные

сведения дают также измерения величины теплового потока, выходящего из

недр, результаты определений общей массы, момента инерции и полярного

сжатия нашей плане ты.

Масса Земли найдена из экспериментальных измерений физической

постоянной тяготения и ускорения силы тяжести. Для массы Земли получено

значение 5, 976 5. 10 524 кг. Поток тепла из недр, различных в разных

участках поверхности Земли, в среднем близок к 1, 6 5. 10 5-6 кал 5. см 5-

2. сек 5-1, что соответствует суммарному выходу энергии 20 528 эрг. в

год. Поскольку тепло может передаваться только от более нагретого к менее

нагретому веществу, температура вещества в недрах Земли должна быть

выше, чем температура на её поверхности.

Действительно, согласно измерениям, про ведённым в шахтах и

буровых скважинах температура повышается приблизительно на 20 50 на каждый

километр глубины. На основе всего комплекса современных научных данных

построена модель внутреннего строения Земли.

Твёрдую оболочку Земли называют литосфера. Её можно сравнить со

скорлупой, охватывающей всю поверхность Земли. Но эта "скорлупа" как бы

растрескалась на части состоит из нескольких крупных литосферных плит,

медленно перемещающихся одна относительно другой. По их границам

концентрируется подавляющее число землетрясений. Верхний слой литосферы -

это земная кора, минералы которой состоят преимущественно из оксидов

кремния и алюминия, оксидов железа и щелочных металлов. Земная кора

имеет неравномерную толщину:35-65 км. на континентах и 6-8 км. подо

дном океана. Верхний слой земной коры состоит из осадочных по род, нижний

из базальтов. Между ними находится слой гранитов, характерный только для

континентальной коры. Под корой расположена так называемая мантия, имеющая

иной химический состав и большую плотность. Граница между корой и мантией

называется поверхностью Мохоровичича. В ней скачкообразно увеличивается

скорость распространения сейсмических волн. На глубине 120-250 км.

под материками и 60-400 км. под океанами залегает слой мантии, называемый

астеносферой. Здесь вещество находится в близком к плавлению состоянии,

вязкость его сильно понижена.

Все литосферные плиты как бы плавают в полужидкой астеносфере, как

льдины в воде. Более толстые участки земной коры, а так же участки,

состоящие из менее плотных пород, поднимаются по отношению к другим

участкам коры. В то же время дополнительная нагрузка на участок коры,

например, вследствие накопления толстого слоя материковых льдов, как это

происходит в Антарктиде, приводит к постепенному погружению участка .

Такое явление называется изостатическим выравнивание. Ниже астеносферы,

начиная с глубины около 410 км. "упаковка" атомов в кристаллах

минералов уплотнена под влиянием большого давления.

Резкий переход обнаружен сейсмическими методами исследований на

глубине около 2920 км. Здесь начинается земное ядро, или, точнее говоря,

внешнее ядро, так как в его центре находится ещё одно - внутреннее ядро,

радиус которого 1250 км. Внешнее ядро, очевидно, находится в жидком

состоянии, поскольку поперечные волны, не распространяющиеся в жидкости,

через него не проходят. С существованием жидкого внешнего ядра связывают

происхождение магнитного по ля Земли. Внутреннее ядро, по-видимому,

твёрдое. У нижней границы мантии давление достигает 130ГПа, температура

там не выше 5000 К. В центре Земли температура, возможно поднимается

выше 1000 К.

Земля имеет единственный естественный спутник - Луну. Марс -

четвёртая по расстоянию от Солнца планета Солнечной системы. На звёздном

небе она выглядит как немигающая точа красного цвета, которая время от

времени значительно превосходит по блеску звезды первой величины. Марс

периодически подходит к Земле на расстояние до 5 7 млн. км. , значительно

ближе, чем любая планета, кроме Венеры. По основным физическим

характеристикам Марс относится к планетам земной группы. По диаметру

он почти вдвое меньше Земли и Венеры. Планета окутана газовой оболочкой

- атмосферой, которая имеет меньшую плотность, чем земная. Даже в

глубоких впадинах Марса, где давление атмосферы наибольшее, оно

приблизительно в 100 раз меньше, чем у поверхности Земли, а на уровне

марсианских горных вершин - в 500-1000 раз меньше. Тем не менее в

атмосфере Марса наблюдаются облака и постоянно присутствует более или менее

плотная дымка из мелких частиц пыли и кристалликов льда.

Как показали снимки с американских посадочных станций "Викинг-1"

и "Викинг-2" марсианское небо в ясную погоду имеет розоватый цвет, что

объясняется рассеянием солнечного света на пылинках и подсветкой дымки

оранжевой поверхностью планеты. По химическому составу марсианская

атмосфера отличается от земной и содержит 95, 3% углекислого газа с

примесью 2, 7% азота, 1, 6% аргона,,07%окиси углерода, , 13% кислорода и

приблизительно,3% водяного пара, содержание которого изменяется, а также

примеси неона, криптона, ксенона.

При отсутствии облаков газовая оболочка Марса значительно

прозрачнее, чем земная, в том числе и для ультрафиолетовых лучей, опасных

для живых организмов. Солнечные сутки на Марсе длятся 24ч. 39 мин. 35с.

Значительный наклон экватора к плоскости орбиты (25, 2 50) приводит к

тому, что на од них участках орбиты освещаются и обогреваются Солнцем

преимущественно северные широты Марса, на других - южные, т. е.

происходит смена сезонов. Марсианский год длится около 686, 9 дней.

Эллиптичность марсианской орбиты приводит к значительным различиям климата

северного и южного полушарий: в средних широтах зима холоднее, а

лето теплее, чем в южных, но короче, чем в северных. Температурные условия

на Марсе суровы с точки зрения жителя Земли. Наиболее высокая

температура поверхности 290К достигается в так называемой подсолнечной

точке.

Наиболее низка температура поверхности в полярных районах, где

в зимний сезон она держится на отметке около 150К. Полученные из

наблюдений сведения о температуре явились ключом к объяснению природы

полярных шапок, которые при наблюдениях в телескоп видны как светлые,

почти белые пятно возле полюсов планеты. Когда в северном полушарии

Марса наступает лето, северная полярная шапка быстро уменьшается, но в это

время растёт другая - возле южного полюса, где наступает зима. В конце

XIX - начале XX века считали, что полярные шапки Марса - это ледники и

снега. По современным данным, обе полярные шапки Марса - северная и южная

- состоят из твёрдой двуокиси углерода, т. е. сухого льда, который

образуется при замерзании углекислого газа, входящего в состав марсианской

атмосферы, и из водяного льда с примесью минеральной пыли.

В 1975 году на основе материалов телевизионной съёмки всей

поверхности планеты с космических аппаратов была составлена карта деталей

марсианского рельефа, многие из которых уже получили названия, и на

карте Марса появились имена: кратер Ломоносов, Королёв, Фесенков и

др. Нанесённые на карты Марса ещё в XIX веке тёмные области в основном

сохраняют свои очертания, но в научной литературе указаны примеры

местных изменений отражательных свойств отдельных районов Марса. В течение

многих лет популярны были гипотезы, в основе которых лежит изменение

оптических свойств некоторых веществ под влиянием изменений на Марсе

биосферы, т. е. живых организмов.

Задача поиска жизни на Марсе была одной из основных программ

американского "Викинга". Однако обнаружить какие-то следы жизни не

удалось. Не оказалось в образцах грунта и органических соединений. Были

проведены элементные исследования состава образцов марсианского грунта.

Найдено близкое сходство химического состава образцов в двух

взаимоудалённых местах посадки. В исследованных образцах обнаружено большое

содержание окислов кремния и желе за. Содержание серы (в виде

сульфатов) в десятки раз больше, чем в земной коре. На снимках Марса

найдены следы как ударно-метеоритной, так и вулканической активности, а

так же следы движений, поднятий и расстрескиваний марсианской коры и следы

многих процессов разрушения и сглаживания рельефа поверхности,

перемещения и отложения наносов. Перепад высоты между высочайшими

вершинами и наиболее глубокими впадинами на Марсе составляет около 20 км.

Для марсианских гор характерны много вершинные, в основном сглаженные

формы.

Кроме того, обнаружены типичные вулканические конусы с кратерами

на вершине. На снимках поверхности Марса космическими аппаратами отчётливо

видны детали, имеющие большое сходство с руслами рек на Земле.

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5