Ogólna charakterystyka planet ziemskich w skrócie. Struktura i życie wszechświata. Galaktyka drogi mlecznej

Badając nasz Układ Słoneczny przez wiele stuleci, astronomowie dowiedzieli się również wiele o typach planet, które istnieją w naszym wszechświecie. Dzięki odkryciu egzoplanet wiedza ta znacznie się poszerzyła: wiele z tych planet jest podobnych do tej, którą nazywamy domem. To prawda, że „podobny” nie oznacza dokładnej tożsamości: spośród wielu odkrytych planet setki uważa się za gazowe olbrzymy, a setki za „podobne do Ziemi”. Znane są również jako planety grupa naziemna, a ta definicja mówi wiele o planecie.

Czym jest planeta ziemska? Znane również jako planety stałe, są to ciała niebieskie złożone głównie ze skał i metali krzemianowych, które mają stałą powierzchnię. To odróżnia je od gazowych gigantów, które składają się głównie z gazów takich jak wodór i hel, woda i ciężkie pierwiastki w różnych stanach.

Planety ziemskie są podobne pod względem struktury i składu do planety Ziemia.

Skład i charakterystyka

Wszystkie planety ziemskie mają mniej więcej taką samą strukturę: centralny metaliczny rdzeń, składający się głównie z żelaza, otoczony krzemianowym płaszczem. Takie planety mają podobne cechy powierzchni, w tym kaniony, kratery, góry, wulkany i inne struktury zależne od obecności wody i aktywności tektonicznej.

Planety ziemskie mają również atmosfery wtórne, które powstają podczas aktywności wulkanicznej lub zderzeń komet. To także odróżnia je od gazowych gigantów, których atmosfera planetarna jest pierwotna i uchwycona bezpośrednio z pierwotnej mgławicy słonecznej.

Planety ziemskie są również znane z tego, że mają niewiele księżyców lub nie mają ich wcale. Wenus i Merkury nie mają satelitów, Ziemia ma tylko jednego. Mars ma dwa - Fobosa i Deimosa - ale bardziej przypominają duże asteroidy niż prawdziwe satelity. W przeciwieństwie do gazowych olbrzymów, planety ziemskie również nie mają systemów pierścieni planetarnych.

Planety ziemskie w Układzie Słonecznym

Wszystkie planety znajdujące się w wewnętrznym Układzie Słonecznym - Merkury, Wenus, Ziemia i Mars - są jasnymi przedstawicielami grupy ziemskiej. Wszystkie składają się w większości ze skał krzemianowych i metalu, które są rozmieszczone między gęstym rdzeniem metalicznym a płaszczem krzemianowym. Księżyc jest podobny do tych planet, ale jego żelazne jądro jest znacznie mniejsze.

Io i Europa to także satelity, które mają podobną budowę do planet ziemskich. Modelowanie składu Io wykazało, że płaszcz księżyca składa się prawie wyłącznie ze skał krzemianowych i żelaza, a otacza rdzeń z żelaza i siarczku żelaza. Z drugiej strony Europa ma żelazny rdzeń otoczony zewnętrzną warstwą wody.

Planety karłowate, takie jak Ceres i Pluton, a także inne duże asteroidy, są podobne do planet ziemskich, ponieważ mają stałą powierzchnię. Są one jednak wykonane bardziej z materiałów lodowych niż z kamienia.

Egzoplanety ziemskie

Większość planet znalezionych na zewnątrz Układ Słoneczny, były gazowymi gigantami, ponieważ są najłatwiejsze do zauważenia. Ale od 2005 roku odkryto setki potencjalnych egzoplanet ziemskich – w dużej mierze dzięki misji kosmicznej Kepler. Większość planet stała się znana jako „superziemie” (to znaczy planety o masie między Ziemią a Neptunem).

Przykłady egzoplanet ziemskich, planeta o masie 7-9 Ziemi. Ta planeta krąży wokół czerwonego karła Gliese 876, znajdującego się 15 lat świetlnych od Ziemi. Istnienie trzech (lub czterech) ziemskich egzoplanet zostało również potwierdzone w latach 2007-2010 w układzie Gliese 581, innym czerwonym karle znajdującym się około 20 lat świetlnych od Ziemi.

Najmniejszy z nich, Gliese 581 e, ma masę zaledwie 1,9 Ziemi, ale krąży zbyt blisko gwiazdy. Pozostałe dwie, Gliese 581 c i Gliese 581 d, a także proponowana czwarta planeta Gliese 581 g, są bardziej masywne i krążą wokół gwiazdy „”. Jeśli ta informacja się potwierdzi, system stanie się interesujący ze względu na obecność potencjalnie nadających się do zamieszkania planet ziemskich.

Pierwsza potwierdzona egzoplaneta ziemskiej grupy Kepler-10b – planeta o masie 3-4 Ziemi, położona 460 lat świetlnych od Ziemi – została odkryta w 2011 roku podczas misji Kepler. W tym samym roku obserwatorium kosmiczne Keplera opublikowało listę 1235 kandydatów na planety pozasłoneczne, w tym sześć „super-Ziemi” znajdujących się w potencjalnie nadającej się do zamieszkania strefie ich gwiazdy.

Od tego czasu Kepler znalazł setki planet o rozmiarach od Księżyca po wielką Ziemię, a nawet więcej kandydatów przekraczających te rozmiary.

Naukowcy zaproponowali kilka kategorii klasyfikacji planet ziemskich. planety krzemianowe- Jest to standardowy typ planet ziemskich w Układzie Słonecznym, składający się głównie z krzemianowego, stałego płaszcza i metalicznego (żelaznego) jądra.

żelazne planety- to teoretyczny typ planet ziemskich, który składa się prawie w całości z żelaza, a więc jest gęstszy i ma mniejszy promień niż inne planety o porównywalnej masie. Uważa się, że planety tego typu powstają w rejonach o wysokiej temperaturze w pobliżu gwiazdy, gdzie dysk protoplanetarny jest bogaty w żelazo. Przykładem takiej grupy może być Merkury: uformował się blisko Słońca i ma metaliczny rdzeń, który odpowiada 60-70% masy planety.

Planety bez rdzenia- inny teoretyczny typ planet ziemskich: zbudowane są ze skał krzemianowych, ale nie mają metalicznego jądra. Innymi słowy, planety bez jądra są przeciwieństwem planet żelaznych. Uważa się, że planety bez jądra tworzą się dalej od gwiazdy, gdzie lotny utleniacz występuje w większej ilości. I choć nie mamy takich planet, to jest sporo chondrytów – asteroid.

Wreszcie jest planety węglowe(tak zwane „planety diamentowe”), teoretyczna klasa planet, które składają się z metalowego jądra otoczonego głównie minerałami węglowymi. Ponownie, w Układzie Słonecznym nie ma takich planet, ale jest mnóstwo asteroid bogatych w węgiel.

Do niedawna wszystko, co naukowcy wiedzieli o planetach – w tym o ich powstawaniu i istnieniu różnych typów – pochodziło z badań naszego Układu Słonecznego. Jednak wraz z rozwojem badań nad egzoplanetami, które odnotowały potężny wzrost w ciągu ostatnich dziesięciu lat, nasza wiedza o planetach znacznie wzrosła.

Z jednej strony zrozumieliśmy, że rozmiar i skala planet jest znacznie większa niż wcześniej sądzono. Co więcej, po raz pierwszy widzieliśmy wiele planet podobnych do Ziemi (które mogą również nadawać się do zamieszkania) istniejących w innych układach słonecznych.

Kto wie, co znajdziemy, gdy będziemy mogli wysyłać sondy i misje załogowe na inne planety ziemskie?

Wstęp

Wśród licznych ciał niebieskich badanych przez współczesną astronomię planety zajmują szczególne miejsce. Wszakże wszyscy doskonale wiemy, że Ziemia na której żyjemy jest planetą, a więc planety są ciałami, w zasadzie podobnymi do naszej Ziemi.

Ale w świecie planet nie spotkamy nawet dwóch całkowicie do siebie podobnych. Różnorodność warunki fizyczne bardzo duże na planetach. Odległość planety od Słońca (a co za tym idzie ilość ciepła słonecznego i temperatura powierzchni), jej wielkość, naprężenie grawitacyjne na powierzchni, orientacja osi obrotu, która determinuje zmianę pór roku, obecność i skład atmosfera, struktura wewnętrzna i wiele innych właściwości są różne dla wszystkich dziewięciu planet Układu Słonecznego.

Mówiąc o różnorodności warunków panujących na planetach, możemy lepiej zrozumieć prawa ich rozwoju i poznać ich związek między pewnymi właściwościami planet. Na przykład jego zdolność do utrzymywania atmosfery o takim czy innym składzie zależy od wielkości, masy i temperatury planety, a obecność atmosfery z kolei wpływa na reżim termiczny planety.

Jako badanie warunków, w których zarodkowanie i dalszy rozwójżywej materii, tylko na planetach możemy szukać oznak istnienia życia organicznego. Dlatego badanie planet, oprócz ogólnego zainteresowania, ma bardzo ważne w zakresie biologii kosmicznej.

Badanie planet ma ogromne znaczenie, poza astronomią, dla innych dziedzin nauki, przede wszystkim nauk o Ziemi - geologii i geofizyki, a także dla kosmogonii - nauki o powstawaniu i rozwoju ciał niebieskich, w tym naszej Ziemi .

Do planet ziemskich należą planety: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars.

Rtęć.

Informacje ogólne.

Merkury jest najbliższą Słońcu planetą w Układzie Słonecznym. Średnia odległość od Merkurego do Słońca wynosi tylko 58 milionów km. Wśród dużych planet ma najmniejsze wymiary: jego średnica wynosi 4865 km (0,38 średnicy Ziemi), jego masa to 3,304 * 10 23 kg (0,055 masy Ziemi lub 1: 6025000 masy Ziemi). słońce); średnia gęstość 5,52 g/cm3. Merkury jest jasną gwiazdą, ale nie tak łatwo zobaczyć ją na niebie. Faktem jest, że będąc blisko Słońca, Merkury jest dla nas zawsze widoczny niedaleko dysku słonecznego, oddalając się od niego albo w lewo (na wschód), potem w prawo (na zachód) tylko w niewielkiej odległości , który nie przekracza 28 O. Dlatego można go zobaczyć tylko w te dni w roku, kiedy oddala się od Słońca w jego największej odległości. Niech na przykład Merkury oddalił się od Słońca w lewo. Słońce i wszystkie światła w swoim codziennym ruchu płyną po niebie od lewej do prawej. Dlatego najpierw zachodzi Słońce, a po nieco ponad godzinie zachodzi Merkury i musimy szukać tej planety nisko nad zachodnim horyzontem.

Ruch.

Merkury porusza się wokół Słońca w średniej odległości 0,384 jednostek astronomicznych (58 mln km) po orbicie eliptycznej z dużym mimośrodem e-0,206; w peryhelium odległość do Słońca wynosi 46 milionów km, a w aphelium 70 milionów km. Planeta wykonuje pełny lot wokół Słońca w ciągu trzech ziemskich miesięcy lub 88 dni z prędkością 47,9 km/s. Poruszając się po swojej ścieżce wokół Słońca, Merkury jednocześnie obraca się wokół własnej osi, tak że jedna i ta sama jego połowa zawsze jest zwrócona do Słońca. Oznacza to, że po jednej stronie Merkurego zawsze jest dzień, a po drugiej noc. W latach 60. na podstawie obserwacji radarowych stwierdzono, że Merkury obraca się wokół osi w kierunku do przodu (tj. jak w ruchu orbitalnym) z okresem 58,65 dnia (w stosunku do gwiazd). Długość dnia słonecznego na Merkurym wynosi 176 dni. Równik jest nachylony do płaszczyzny swojej orbity o 7°. Prędkość kątowa obrotu osiowego Merkurego wynosi 3/2 orbity i odpowiada prędkości kątowej jego ruchu na orbicie, gdy planeta znajduje się na peryhelium. Na tej podstawie można założyć, że prędkość rotacji Merkurego jest spowodowana siłami pływowymi pochodzącymi od Słońca.

Atmosfera.

Merkury jest prawdopodobnie pozbawiony atmosfery, chociaż polaryzacja i obserwacje spektralne wskazują na obecność słabej atmosfery. Z pomocą Marinera-10 ustalono obecność wysoce rozrzedzonej gazowej otoczki w pobliżu Merkurego, składającej się głównie z helu. Atmosfera ta jest w dynamicznej równowadze: każdy atom helu pozostaje w niej przez około 200 dni, po czym opuszcza planetę, a jego miejsce zajmuje inna cząsteczka z plazmy wiatru słonecznego. Oprócz helu w atmosferze Merkurego znaleziono nieznaczną ilość wodoru. Jest około 50 razy mniejszy niż hel.

Okazało się również, że Merkury ma słabe pole magnetyczne, którego siła wynosi zaledwie 0,7% ziemskiego. Nachylenie osi dipola do osi obrotu Merkurego wynosi 12 0 (ziemia 11 0)

Ciśnienie na powierzchni planety jest około 500 miliardów razy mniejsze niż na powierzchni Ziemi.

Temperatura.

Merkury jest znacznie bliżej Słońca niż Ziemi. Dlatego Słońce na nim świeci i grzeje 7 razy mocniej niż nasze. Po dziennej stronie Merkurego jest strasznie gorąco, jest wieczne piekło. Z pomiarów wynika, że temperatura wzrasta tam do 400 O powyżej zera. Ale po nocnej stronie zawsze powinien być silny mróz, który prawdopodobnie sięga 200 O, a nawet 250 O poniżej zera. Okazuje się, że połowa to pustynia z gorących kamieni, a druga połowa to lodowa pustynia, być może pokryta zamarzniętymi gazami.

Powierzchnia.

Z trajektorii przelotu statku kosmicznego Mariner 10 w 1974 roku sfotografowano ponad 40% powierzchni Merkurego z rozdzielczością od 4 mm do 100 m, co pozwoliło zobaczyć Merkurego w podobny sposób, jak Księżyc na ciemny od Ziemi. Najbardziej oczywistą cechą jego powierzchni jest obfitość kraterów, którą na pierwszy rzut oka można porównać do księżyca.

Rzeczywiście, morfologia kraterów jest zbliżona do księżyca, a ich pochodzenie nie budzi wątpliwości: w większości z nich widoczne są ślady wyrzutów materii zmiażdżonej po uderzeniu, z powstawaniem w niektórych przypadkach charakterystycznych jasnych promieni i pole kraterów wtórnych. Wiele kraterów ma centralny kopiec i tarasową strukturę wewnętrznego zbocza. Co ciekawe, nie tylko prawie wszystkie duże kratery o średnicy powyżej 40-70 km mają takie cechy, ale także znacznie większą liczbę mniejszych kraterów, w promieniu 5-70 km (oczywiście mówimy o kraterach dobrze zachowanych) . Cechy te można przypisać zarówno większej energii kinetycznej ciał opadających na powierzchnię, jak i samemu materiałowi powierzchni.

Stopień erozji i wygładzenia kraterów jest różny. Ogólnie rzecz biorąc, kratery na Merkurym są mniej głębokie niż kratery na Księżycu, co można również wytłumaczyć większą energią kinetyczną meteorytów z powodu większego przyspieszenia grawitacyjnego na Merkurym niż na Księżycu. Dzięki temu krater uderzeniowy jest skuteczniej wypełniany wyrzucanym materiałem. Z tego samego powodu kratery wtórne znajdują się bliżej centralnego niż na Księżycu, a złoża pokruszonego materiału w mniejszym stopniu maskują pierwotne ukształtowanie terenu. Same kratery wtórne są głębsze niż kratery księżycowe, co ponownie tłumaczy się tym, że fragmenty opadające na powierzchnię doświadczają większego przyspieszenia grawitacyjnego.

Podobnie jak na Księżycu, w zależności od ukształtowania terenu można wyróżnić głównie nierówne regiony „kontynentalne” i znacznie gładsze regiony „morskie”. Te ostatnie to głównie zagłębienia, które są jednak znacznie mniejsze niż na Księżycu, ich rozmiary zwykle nie przekraczają 400-600 km. Ponadto niektóre baseny są prawie nie do odróżnienia na tle otaczającej rzeźby terenu. Wyjątkiem jest wspomniany rozległy basen Kanoris (Morze Ciepła) o długości około 1300 km, przypominający dobrze znane Morze Deszczów na Księżycu.

W przeważającej części kontynentalnej powierzchni Merkurego można wyróżnić zarówno obszary silnie pokryte kraterami, o najwyższym stopniu degradacji kraterów, jak i zajmujące rozległe terytoria stare płaskowyże międzykraterowe, wskazujące na szeroko rozwinięty pradawny wulkanizm. Są to najstarsze zachowane formy lądowe na planecie. Wyrównane powierzchnie basenów są oczywiście pokryte najgrubszą warstwą tłucznia – regolitem. Wraz z niewielką liczbą kraterów znajdują się tam pofałdowane grzbiety przypominające te na Księżycu. Część płaskich obszarów przylegających do basenów powstała prawdopodobnie podczas osadzania wyrzucanego z nich materiału. W tym samym czasie na większości równin znaleziono całkiem niezbite dowody na ich wulkaniczne pochodzenie, ale jest to wulkanizm późniejszy niż na płaskowyżach międzykraterowych. Dokładne badanie ujawnia kolejną interesującą cechę, która rzuca światło na historię formowania się planety. Mówimy o charakterystycznych śladach aktywności tektonicznej w skali globalnej w postaci charakterystycznych stromych półek, czy też zboczy skarp. Skarpy mają długość 20-500 km i wysokość stoków od kilkuset metrów do 1-2 km. W swojej morfologii i geometrii położenia na powierzchni różnią się one od zwykłych pęknięć i uskoków tektonicznych obserwowanych na Księżycu i Marsie, a raczej powstałych w wyniku napór, stratyfikacji z powodu naprężeń w warstwie powierzchniowej, które powstały podczas ściskania Merkurego. Świadczy o tym poziome przemieszczenie grzbietów niektórych kraterów.

Niektóre skarpy zostały zbombardowane i częściowo zniszczone. Oznacza to, że powstały wcześniej niż kratery na ich powierzchni. Ze zwężenia erozji tych kraterów można wywnioskować, że kompresja skorupy ziemskiej nastąpiła podczas formowania się „mórz” około 4 miliardów lat temu. Najbardziej prawdopodobną przyczynę skurczu należy, jak się wydaje, uznać za początek ochładzania się Merkurego. Według innego ciekawego założenia wysuwanego przez wielu ekspertów, alternatywnym mechanizmem potężnej aktywności tektonicznej planety w tym okresie może być pływowe spowolnienie obrotu planety o około 175 razy: z pierwotnie szacowanej wartości około 8 godzin do 58,6 dni.

Wenus.

Informacje ogólne.

Wenus jest drugą najbliższą Słońcu planetą, prawie tej samej wielkości co Ziemia, a jej masa wynosi ponad 80% masy Ziemi. Z tych powodów Wenus jest czasami nazywana bliźniaczką lub siostrą Ziemi. Jednak powierzchnia i atmosfera tych dwóch planet są zupełnie inne. Ziemia ma rzeki, jeziora, oceany i atmosferę, którą oddychamy. Wenus to piekielnie gorąca planeta z gęstą atmosferą, która byłaby śmiertelna dla ludzi. Średnia odległość Wenus od Słońca wynosi 108,2 mln km; jest praktycznie stała, ponieważ orbita Wenus jest bliżej koła niż naszej planety. Wenus otrzymuje od Słońca ponad dwa razy więcej światła i ciepła niż Ziemia. Niemniej jednak po stronie cienia Wenus jest zdominowany przez mróz o ponad 20 stopniach poniżej zera, ponieważ nie docierają tutaj promienie słoneczne na bardzo długi czas. Planeta ma bardzo gęstą, głęboką i bardzo pochmurną atmosferę, która uniemożliwia nam zobaczenie powierzchni planety. Atmosfera (powłoka gazowa) została odkryta przez M. V. Lomonosova w 1761 roku, co również wykazało podobieństwo Wenus do Ziemi. Planeta nie ma satelitów.

Ruch.

Wenus ma prawie kołową orbitę (mimośrodowość 0,007), którą omija w ciągu 224,7 ziemskich dni z prędkością 35 km/s. w odległości 108,2 mln km od Słońca. Wenus obraca się wokół własnej osi w ciągu 243 ziemskich dni - maksymalnego czasu spośród wszystkich planet. Wenus obraca się wokół własnej osi Odwrotna strona, czyli w kierunku przeciwnym do orbity. Ten powolny i odwrotny obrót oznacza, że Słońce widziane z Wenus wschodzi i zachodzi tylko dwa razy w roku, ponieważ dzień Wenus równa się 117 ziemskim dniom. Oś obrotu Wenus jest prawie prostopadła do płaszczyzny orbity (nachylenie 3 °), więc nie ma pór roku - jeden dzień jest podobny do drugiego, ma taki sam czas trwania i taką samą pogodę. Ta jednolitość pogody jest dodatkowo wzmocniona specyfiką atmosfery Wenus – jej silnym efektem cieplarnianym. Ponadto Wenus, podobnie jak Księżyc, ma swoje własne fazy.

Temperatura.

Temperatura na całej powierzchni w dzień iw nocy wynosi około 750 K. Przyczyną tak wysokiej temperatury przy powierzchni Wenus jest efekt cieplarniany: promienie słoneczne stosunkowo łatwo przechodzą przez chmury jego atmosfery i ogrzewają powierzchnię planety, ale termiczne promieniowanie podczerwone samej powierzchni ucieka przez atmosferę z wielkim trudem z powrotem w kosmos. Na Ziemi, gdzie ilość dwutlenku węgla w atmosferze jest niewielka, naturalny efekt cieplarniany podnosi globalną temperaturę o 30°C, podczas gdy na Wenus o kolejne 400°C. Badając fizyczne konsekwencje najsilniejszego efektu cieplarnianego na Wenus, mamy dobre pojęcie o wynikach kumulacji nadmiaru ciepła na Ziemi, spowodowanego rosnącą koncentracją dwutlenku węgla w atmosferze w wyniku spalania paliw kopalnych - węgiel i ropa mogą prowadzić do.

W 1970 roku pierwszy statek kosmiczny, który wylądował na Wenus, mógł wytrzymać upał tylko przez około godzinę, ale to wystarczyło, aby przesłać dane dotyczące warunków na powierzchni.

Atmosfera.

Zagadkowa atmosfera Wenus była centralnym elementem programu eksploracji robotów przez ostatnie dwie dekady. Najważniejszymi aspektami jej badań były: skład chemiczny, pionowa struktura i dynamika środowiska powietrza. Dużo uwagi poświęcono zachmurzeniu, które pełni rolę bariery nie do pokonania w penetracji w głąb atmosfery. fale elektromagnetyczne zasięg optyczny. Podczas filmowania Wenus w telewizji udało się uzyskać obraz jedynie zachmurzenia. Niezrozumiała była niezwykła suchość powietrza i jego fenomenalny efekt cieplarniany, przez który rzeczywista temperatura powierzchni i dolnych warstw troposfery okazała się o ponad 500 wyższa od efektywnej (równowagi).

Atmosfera Wenus jest wyjątkowo gorąca i sucha ze względu na efekt cieplarniany. Jest to gęsta warstwa dwutlenku węgla, która zatrzymuje ciepło pochodzące ze słońca. W rezultacie gromadzi się duża ilość energii cieplnej. Ciśnienie na powierzchni wynosi 90 bar (jak w morzach Ziemi na głębokości 900 m). Statki kosmiczne muszą być zaprojektowane tak, aby wytrzymać miażdżącą, miażdżącą siłę atmosfery.

Atmosfera Wenus składa się głównie z dwutlenku węgla (CO2) -97%, który jest w stanie działać jak koc, zatrzymując ciepło słońca, a także z niewielkiej ilości azotu (N2) -2,0% , para wodna (H2O) -0,05% i tlen (O) -0,1%. Jako małe zanieczyszczenia stwierdzono kwas solny (HCl) i kwas fluorowodorowy (HF). Całkowita ilość dwutlenku węgla na Wenus i na Ziemi jest w przybliżeniu taka sama. Jedynie na Ziemi jest związany w skałach osadowych i częściowo wchłaniany przez masy wodne oceanów, podczas gdy na Wenus jest w całości skoncentrowany w atmosferze. W ciągu dnia powierzchnia planety jest oświetlona rozproszonym światłem słonecznym z mniej więcej taką samą intensywnością, jak w pochmurny dzień na Ziemi. W nocy na Wenus widziano wiele błyskawic.

Chmury Wenus składają się z mikroskopijnych kropelek stężonego kwasu siarkowego (H 2 SO 4). Górna warstwa chmur znajduje się 90 km od powierzchni, temperatura wynosi około 200 K; dolna warstwa jest oddalona o 30 km, temperatura ok. 430 K. Jeszcze niżej jest tak gorąco, że nie ma chmur. Oczywiście na powierzchni Wenus nie ma wody w stanie ciekłym. Atmosfera Wenus na poziomie górnej warstwy chmur obraca się w tym samym kierunku co powierzchnia planety, ale znacznie szybciej, wykonując obrót w ciągu 4 dni; zjawisko to nazywa się superrotacją i nie znaleziono jeszcze dla niego wyjaśnienia.

Powierzchnia.

Powierzchnia Wenus pokryta jest setkami tysięcy wulkanów. Jest kilka bardzo dużych: 3 km wysokości i 500 km szerokości. Ale większość wulkanów ma 2-3 km średnicy i około 100 m wysokości. Wylanie lawy na Wenus trwa znacznie dłużej niż na Ziemi. Wenus jest zbyt gorąca, aby mógł wystąpić lód, deszcz lub burze, więc nie ma znaczącego wietrzenia (wietrzenia). Oznacza to, że wulkany i kratery prawie się nie zmieniły, odkąd powstały miliony lat temu.

Wenus pokryta jest solidnymi skałami. Pod nimi krąży gorąca lawa, powodując napięcie w cienkiej warstwie powierzchniowej. Lawa nieustannie wybucha z dziur i szczelin w litej skale. Ponadto wulkany stale emitują strumienie małych kropelek kwasu siarkowego. W niektórych miejscach gęsta lawa, stopniowo sącząca się, gromadzi się w postaci ogromnych kałuż o szerokości do 25 km. W innych miejscach na powierzchni kopuły tworzą się ogromne bąbelki lawy, które następnie odpadają.

Na powierzchni Wenus znaleziono skałę bogatą w potas, uran i tor, która w warunkach lądowych nie odpowiada składowi pierwotnych skał wulkanicznych, ale wtórnych, które zostały poddane obróbce egzogenicznej. W innych miejscach na powierzchni występuje gruboziarnisty gruz i bryłowaty materiał skał ciemnych o gęstości 2,7-2,9 g/cm oraz inne pierwiastki typowe dla bazaltów. W ten sposób skały powierzchniowe Wenus okazały się takie same jak na Księżycu, Merkurym i Marsie, wybuchły skały magmowe o podstawowym składzie.

Niewiele wiadomo o wnętrzu Wenus. Prawdopodobnie ma metalowy rdzeń zajmujący 50% jego promienia. Ale planeta nie ma pola magnetycznego ze względu na bardzo powolną rotację.

Wenus nie jest wcale gościnnym światem, jak kiedyś sądzono. Z atmosferą dwutlenku węgla, chmurami kwasu siarkowego i straszliwym upałem jest całkowicie nieodpowiedni dla ludzi. Pod ciężarem tych informacji niektóre nadzieje upadły: w końcu niecałe 20 lat temu wielu naukowców uważało Wenus za bardziej obiecujący obiekt do badań kosmicznych niż Mars.

Grunt.

Informacje ogólne.

Ziemia jest trzecią planetą od Słońca w Układzie Słonecznym. Kształt Ziemi jest zbliżony do elipsoidy, spłaszczonej na biegunach i rozciągniętej w strefie równikowej. Średni promień Ziemi wynosi 6371,032 km, polarny - 6356,777 km, równikowy - 6378,160 km. Waga - 5,976 * 1024 kg. Średnia gęstość Ziemi wynosi 5518 kg/m³. Powierzchnia Ziemi wynosi 510,2 mln km², z czego około 70,8% przypada na oceany. Jego średnia głębokość wynosi około 3,8 km, maksymalna (Rów Mariański w Pacyfik) wynosi 11,022 km; objętość wody wynosi 1370 mln km³, średnie zasolenie 35 g/l. Ziemia stanowi odpowiednio 29,2% i tworzy sześć kontynentów i wysp. Wznosi się nad poziom morza średnio o 875 m; najwyższa wysokość (szczyt Chomolungmy w Himalajach) wynosi 8848 m. Góry zajmują ponad 1/3 powierzchni lądu. Pustynie zajmują ok. 20% powierzchni lądu, sawanny i lekkie lasy – ok. 20%, lasy – ok. 30%, lodowce – ponad 10%. Ponad 10% gruntów zajmują grunty rolne.

Ziemia ma tylko jednego satelitę, Księżyc.

Dzięki swojemu wyjątkowemu, być może jedynemu we wszechświecie naturalne warunki Ziemia stała się miejscem powstania i rozwoju życia organicznego. Za pomocą Według współczesnych koncepcji kosmogonicznych planeta powstała około 4,6 - 4,7 miliarda lat temu z obłoku protoplanetarnego uchwyconego przez przyciąganie Słońca. Powstanie pierwszej, najstarszej z badanych skał zajęło 100-200 mln lat. Około 3,5 miliarda lat temu powstały warunki sprzyjające pojawieniu się życia. Homo sapiens (Homo sapiens) jako gatunek pojawił się około pół miliona lat temu, a powstanie współczesnego typu człowieka przypisuje się czasowi cofnięcia się pierwszego lodowca, czyli około 40 tysięcy lat temu.

Ruch.

Podobnie jak inne planety, porusza się wokół Słońca po orbicie eliptycznej, której ekscentryczność wynosi 0,017. Odległość od Ziemi do Słońca w różnych punktach orbity nie jest taka sama. Średnia odległość to około 149,6 mln km. W procesie ruchu naszej planety wokół Słońca płaszczyzna równika Ziemi porusza się równolegle do siebie w taki sposób, że w niektórych częściach orbity kula ziemska jest nachylona do Słońca swoją półkulą północną, a w innych - z południowym. Okres obiegu wokół Słońca wynosi 365,256 dni, z rotacją dobową - 23 godziny 56 minut. Oś obrotu Ziemi znajduje się pod kątem 66,5º do płaszczyzny jej ruchu wokół Słońca.

Atmosfera .

Atmosfera ziemska składa się w 78% z azotu i 21% z tlenu (w atmosferze jest bardzo niewiele innych gazów); jest wynikiem długiej ewolucji pod wpływem procesów geologicznych, chemicznych i biologicznych. Być może wczesna atmosfera Ziemi była bogata w wodór, który następnie uciekł. Odgazowanie jelit wypełniło atmosferę dwutlenkiem węgla i parą wodną. Ale para skondensowała się w oceanach, a dwutlenek węgla został uwięziony w skałach węglanowych. W ten sposób azot pozostał w atmosferze, a tlen pojawiał się stopniowo w wyniku żywotnej aktywności biosfery. Jeszcze 600 milionów lat temu zawartość tlenu w powietrzu była 100 razy niższa niż obecnie.

Nasza planeta otoczona jest ogromną atmosferą. W zależności od temperatury skład i właściwości fizyczne atmosfery można podzielić na różne warstwy. Troposfera to obszar między powierzchnią Ziemi a wysokością 11 km. Jest to dość gruba i gęsta warstwa zawierająca większość pary wodnej w powietrzu. Zachodzą w nim niemal wszystkie zjawiska atmosferyczne, które bezpośrednio interesują mieszkańców Ziemi. Troposfera zawiera chmury, opady itp. Warstwa oddzielająca troposferę od następnej warstwy atmosfery, stratosfery, nazywana jest tropopauzą. To obszar o bardzo niskich temperaturach.

Skład stratosfery jest taki sam jak troposfery, ale ozon w niej pojawia się i koncentruje. Jonosfera, czyli zjonizowana warstwa powietrza, powstaje zarówno w troposferze, jak i w niższych warstwach. Odbija fale radiowe o wysokiej częstotliwości.

Ciśnienie atmosferyczne na poziomie powierzchni oceanu w normalnych warunkach wynosi około 0,1 MPa. Uważa się, że atmosfera ziemska bardzo się zmieniła w procesie ewolucji: została wzbogacona w tlen i nabrała nowoczesnego składu w wyniku długotrwałego oddziaływania ze skałami oraz przy udziale biosfery, czyli roślin i zwierząt. organizmy. Dowodem na to, że takie zmiany rzeczywiście zaszły są np. złoża węgla i grube warstwy złóż węglanowych w skałach osadowych, zawierają one ogromną ilość węgla, który wcześniej był częścią atmosfera ziemska w postaci dwutlenku węgla i tlenku węgla. Naukowcy uważają, że starożytna atmosfera powstała z gazowych produktów erupcji wulkanicznych; jego skład ocenia się na podstawie analizy chemicznej próbek gazu „zamurowanych” we wnękach starożytnych skał. Badane próbki, które mają około 3,5 miliarda lat, zawierają około 60% dwutlenku węgla, a pozostałe 40% to związki siarki, amoniak, chlorowodór i fluorek. V mała ilość znaleziono azot i gazy obojętne. Cały tlen był związany chemicznie.

Dla procesów biologicznych na Ziemi ogromne znaczenie ma ozonosfera - warstwa ozonowa znajdująca się na wysokości od 12 do 50 km. Obszar powyżej 50-80 km nazywany jest jonosferą. Atomy i cząsteczki w tej warstwie są intensywnie jonizowane przez promieniowanie słoneczne, w szczególności promieniowanie ultrafioletowe. Gdyby nie warstwa ozonowa, strumienie promieniowania dotarłyby do powierzchni Ziemi, powodując zniszczenie obecnych tam organizmów żywych. Wreszcie na odległościach większych niż 1000 km gaz jest tak rozrzedzony, że zderzenia między cząsteczkami przestają odgrywać znaczącą rolę, a atomy są w ponad połowie zjonizowane. Na wysokości około 1,6 i 3,7 promienia Ziemi znajdują się pierwszy i drugi pas promieniowania.

Struktura planety.

Główną rolę w badaniu budowy wewnętrznej Ziemi odgrywają metody sejsmiczne oparte na badaniu propagacji w jej grubości fal sprężystych (zarówno podłużnych, jak i poprzecznych), które występują podczas zjawisk sejsmicznych - podczas naturalnych trzęsień ziemi i w rezultacie wybuchów. Na podstawie tych badań Ziemia jest konwencjonalnie podzielona na trzy regiony: skorupę, płaszcz i jądro (w środku). Warstwa zewnętrzna - skorupa - ma średnią grubość około 35 km. Główne typy skorupy ziemskiej to kontynentalne (kontynentalne) i oceaniczne; w strefie przejściowej od lądu do oceanu rozwija się pośredni typ skorupy. Miąższość skorupy ziemskiej zmienia się w dość szerokim zakresie: skorupa oceaniczna (z uwzględnieniem warstwy wody) ma grubość około 10 km, natomiast miąższość skorupy kontynentalnej jest kilkadziesiąt razy większa. Osady powierzchniowe zajmują warstwę o grubości około 2 km. Pod nimi znajduje się warstwa granitu (na kontynentach jej miąższość wynosi 20 km), a poniżej – około 14 km (zarówno na kontynentach, jak iw oceanach) warstwa bazaltowa (dolna skorupa). Gęstość w centrum Ziemi wynosi około 12,5 g/cm³. Średnie gęstości wynoszą: 2,6 g/cm3 - przy powierzchni Ziemi, 2,67 g/cm3 - dla granitu, 2,85 g/cm3 - dla bazaltu.

Na głębokość od około 35 do 2885 km rozciąga się płaszcz Ziemi, zwany także krzemianową skorupą. Od skorupy oddziela ją ostra granica (tzw. granica Mohorovicha), głębiej, od której gwałtownie wzrastają prędkości zarówno podłużnych, jak i poprzecznych fal sejsmicznych sprężystych, a także gęstość mechaniczna. Gęstość w płaszczu wzrasta wraz ze wzrostem głębokości od około 3,3 do 9,7 g/cm3. W skorupie i (częściowo) w płaszczu znajdują się obszerne płyty litosferyczne. Ich sekularne ruchy nie tylko determinują dryf kontynentów, co zauważalnie wpływa na wygląd Ziemi, ale są również związane z lokalizacją stref sejsmicznych na planecie. Kolejna granica odkryta metodami sejsmicznymi (granica Gutenberga) - między płaszczem a zewnętrznym jądrem - znajduje się na głębokości 2775 km. Na nim prędkość fal podłużnych spada z 13,6 km/s (w płaszczu) do 8,1 km/s (w jądrze), natomiast prędkość fal poprzecznych spada z 7,3 km/s do zera. To ostatnie oznacza, że rdzeń zewnętrzny jest płynny. Według współczesnych koncepcji rdzeń zewnętrzny składa się z siarki (12%) i żelaza (88%). Wreszcie, na głębokościach większych niż 5120 km, metody sejsmiczne ujawniają obecność stałego jądra wewnętrznego, które stanowi 1,7% masy Ziemi. Przypuszczalnie jest to stop żelazowo-niklowy (80% Fe, 20% Ni).

Pole grawitacyjne Ziemi jest opisane z dużą dokładnością przez prawo powszechnego ciążenia Newtona. Przyspieszenie swobodnego spadania nad powierzchnią Ziemi zależy zarówno od siły grawitacyjnej, jak i odśrodkowej wywołanej ruchem obrotowym Ziemi. Przyspieszenie swobodnego spadania na powierzchni planety wynosi 9,8 m/s².

Ziemia ma również pola magnetyczne i elektryczne. Pole magnetyczne nad powierzchnią Ziemi składa się ze stałej (lub zmieniającej się wystarczająco wolno) i zmiennej części; to ostatnie jest zwykle określane jako zmiany pola magnetycznego. Główne pole magnetyczne ma strukturę zbliżoną do dipola. Magnetyczny moment dipolowy Ziemi, równy 7,98T10^25 cgsm, jest skierowany w przybliżeniu przeciwnie do mechanicznego, chociaż obecnie bieguny magnetyczne są nieco przesunięte w stosunku do biegunów geograficznych. Jednak ich pozycja zmienia się w czasie i chociaż zmiany te są dość powolne, w geologicznych odstępach czasu, zgodnie z danymi paleomagnetycznymi, wykrywane są nawet inwersje magnetyczne, czyli odwrócenia biegunowości. Natężenia pola magnetycznego na biegunach północnym i południowym wynoszą odpowiednio 0,58 i 0,68 Oe, a na równiku geomagnetycznym około 0,4 Oe.

Pole elektryczne nad powierzchnią Ziemi ma średnią intensywność około 100 V/m i jest skierowane pionowo w dół - jest to tak zwane pole dobrej pogody, ale pole to podlega znacznym (zarówno okresowym, jak i nieregularnym) wahaniom.

Księżyc.

Księżyc jest naturalnym satelitą Ziemi i najbliższym nam ciałem niebieskim. Średnia odległość do Księżyca to 384 000 kilometrów, średnica Księżyca to około 3476 km. Średnia gęstość Księżyca wynosi 3,347 g/cm³, czyli około 0,607 średniej gęstości Ziemi. Masa satelity wynosi 73 biliony ton. Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni Księżyca wynosi 1,623 m/s².

Księżyc porusza się wokół Ziemi ze średnią prędkością 1,02 km/s po orbicie w przybliżeniu eliptycznej, w tym samym kierunku, w którym porusza się ogromna większość innych ciał Układu Słonecznego, to znaczy w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, patrząc z orbity Księżyca z Biegun Północny Świata. Okres obrotu Księżyca wokół Ziemi, tzw. miesiąc syderyczny, wynosi średnio 27.321661 dni, ale podlega lekkim wahaniom i bardzo małej redukcji sekularnej.

Nie będąc chronionym przez atmosferę, powierzchnia Księżyca nagrzewa się w ciągu dnia do +110 °C, aw nocy schładza się do -120 °C, jednak jak wykazały obserwacje radiowe, te ogromne wahania temperatury przenikają tylko nieliczne głębokość decymetrów ze względu na wyjątkowo słabą przewodność cieplną warstw powierzchniowych.

Rzeźba powierzchni Księżyca została wyjaśniona głównie w wyniku wieloletnich obserwacji teleskopowych. „Morza księżycowe”, zajmujące około 40% widocznej powierzchni Księżyca, to płaskie niziny poprzecinane pęknięciami i niskimi wijącymi się wałami; na morzach jest stosunkowo niewiele dużych kraterów. Wiele mórz jest otoczonych koncentrycznymi grzbietami pierścieni. Pozostała, jaśniejsza powierzchnia pokryta jest licznymi kraterami, pierścieniowymi grzbietami, bruzdami i tak dalej.

Mars.

Informacje ogólne.

Mars to czwarta planeta w Układzie Słonecznym. Mars – od greckiego „Mas” – męska moc – bóg wojny. Zgodnie z głównymi cechami fizycznymi Mars należy do planet ziemskich. Jego średnica jest prawie o połowę mniejsza od Ziemi i Wenus. Średnia odległość od Słońca wynosi 1,52 AU. Promień równika wynosi 3380 km. Średnia gęstość planety to 3950 kg/m³. Mars ma dwa satelity - Fobos i Deimos.

Atmosfera.

Planeta jest owiana gazową powłoką - atmosferą o gęstości mniejszej niż ziemska. Nawet w głębokich depresjach Marsa, gdzie ciśnienie atmosferyczne jest największe, jest około 100 razy mniejsze niż na powierzchni Ziemi, a na poziomie marsjańskich szczytów górskich jest 500-1000 razy mniejsze. Składem przypomina atmosferę Wenus i zawiera 95,3% dwutlenku węgla z domieszką 2,7% azotu, 1,6% argonu, 0,07% tlenku węgla, 0,13% tlenu i około 0,03% pary wodnej, której zawartość się zmienia oraz zanieczyszczenia neonu, kryptonu, ksenonu.

Średnia temperatura na Marsie jest znacznie niższa niż na Ziemi, około -40°C. W najkorzystniejszych warunkach latem w dziennej połowie planety powietrze nagrzewa się do 20°C - temperatura całkiem akceptowalna dla mieszkańców na Ziemi. Ale w zimową noc mróz może osiągnąć -125 ° C. Tak gwałtowne spadki temperatury spowodowane są tym, że rozrzedzona atmosfera Marsa nie jest w stanie długo utrzymać ciepła.

Nad powierzchnią planety często wieją silne wiatry, których prędkość dochodzi do 100 m/s. Niska grawitacja pozwala nawet rozrzedzonym prądom powietrza wznosić ogromne chmury pyłu. Czasami dość rozległe obszary na Marsie pokrywają ogromne burze piaskowe. Globalna burza piaskowa szalała od września 1971 do stycznia 1972, unosząc do atmosfery około miliarda ton pyłu na wysokość ponad 10 km.

W atmosferze Marsa jest bardzo mało pary wodnej, ale przy niskim ciśnieniu i temperaturze jest ona w stanie bliskim nasycenia i często gromadzi się w chmurach. Chmury marsjańskie są raczej mało wyraziste w porównaniu z tymi na Ziemi, chociaż mają różne kształty i typy: cirrusowe, faliste, zawietrzne (w pobliżu dużych gór i pod zboczami dużych kraterów, w miejscach osłoniętych od wiatru). Nad nizinami, kanionami, dolinami - i na dnie kraterów w chłodnych porach dnia często pojawiają się mgły.

Jak pokazały zdjęcia z amerykańskich stacji lądowania „Viking-1” i „Viking-2”, marsjańskie niebo przy bezchmurnej pogodzie ma różowawy kolor, co tłumaczy się rozpraszaniem światła słonecznego na cząsteczkach pyłu i rozświetleniem mgiełki przez pomarańczowa powierzchnia planety. Przy braku chmur gazowa otoczka Marsa jest znacznie bardziej przezroczysta niż ziemska, także dla promieni ultrafioletowych niebezpiecznych dla organizmów żywych.

Pory roku.

Słoneczny dzień na Marsie trwa 24 godziny 39 minut. 35 ust. Znaczne nachylenie równika do płaszczyzny orbity prowadzi do tego, że w niektórych częściach orbity głównie północne szerokości geograficzne Marsa są oświetlane i ogrzewane przez Słońce, w innych - południowe, czyli jest zmiana pór roku. Rok marsjański trwa około 686,9 dni. Zmiana pór roku na Marsie jest taka sama jak na Ziemi. Zmiany sezonowe są najbardziej widoczne w regionach polarnych. Zimą czapki polarne zajmują znaczną powierzchnię. Granica północnej czapy polarnej może oddalić się od bieguna o jedną trzecią odległości od równika, a granica południowej czapy pokonuje połowę tej odległości. Różnica ta wynika z faktu, że na półkuli północnej zima występuje, gdy Mars przechodzi przez peryhelium swojej orbity, a na półkuli południowej, gdy przechodzi przez aphelium. Z tego powodu zimy na półkuli południowej są chłodniejsze niż na północnej. Eliptyczność orbity marsjańskiej prowadzi do znacznych różnic w klimacie półkuli północnej i południowej: na środkowych szerokościach geograficznych zimy są zimniejsze, a lata cieplejsze niż na południu, ale krótsze niż na północy. na północnej półkuli Marsa północna czapa polarna gwałtownie się zmniejsza, ale w tym czasie rośnie kolejna - w pobliżu bieguna południowego, gdzie nadchodzi zima. V późny XIX- na początku XX wieku wierzono, że czapy polarne Marsa to lodowce i śnieg. Według współczesnych danych obie czapy polarne planety – północna i południowa – składają się ze stałego dwutlenku węgla, czyli suchego lodu, który powstaje, gdy dwutlenek węgla, będący częścią atmosfery Marsa, zamarza, oraz lód wodny zmieszany z pył mineralny.

Struktura planety.

Ze względu na niewielką masę, grawitacja na Marsie jest prawie trzykrotnie mniejsza niż na Ziemi. Obecnie szczegółowo zbadano strukturę pola grawitacyjnego Marsa. Wskazuje na niewielkie odchylenie od równomiernego rozkładu gęstości na planecie. Rdzeń może mieć promień do połowy promienia planety. Podobno składa się z czystego żelaza lub stopu Fe-FeS (siarczek żelaza i żelaza) i ewentualnie rozpuszczonego w nich wodoru. Najwyraźniej jądro Marsa jest częściowo lub całkowicie w stanie ciekłym.

Mars musi mieć grubą skorupę o grubości 70-100 km. Pomiędzy rdzeniem a skorupą znajduje się płaszcz krzemianowy wzbogacony w żelazo. Czerwone tlenki żelaza obecne w skałach powierzchniowych określają kolor planety. Teraz Mars nadal się ochładza.

Aktywność sejsmiczna planety jest słaba.

Powierzchnia.

Powierzchnia Marsa na pierwszy rzut oka przypomina księżyc. Jednak w rzeczywistości jego ulga jest bardzo zróżnicowana. W ciągu długiej historii geologicznej Marsa jego powierzchnia była zmieniana przez erupcje wulkanów i trzęsienia. Głębokie blizny na twarzy boga wojny pozostawiły meteoryty, wiatr, woda i lód.

Powierzchnia planety składa się niejako z dwóch kontrastujących ze sobą części: starożytnych wyżyn pokrywających półkulę południową i młodszych równin skoncentrowanych na północnych szerokościach geograficznych. Ponadto wyróżniają się dwa duże regiony wulkaniczne - Elysium i Tharsis. Różnica wysokości między terenami górzystymi i płaskimi sięga 6 km. Dlaczego różne obszary tak bardzo różnią się od siebie, nadal nie jest jasne. Być może taki podział wiąże się z bardzo starą katastrofą – upadkiem dużej asteroidy na Marsa.

W części wysokogórskiej zachowały się ślady aktywnego bombardowania meteorytem, które miało miejsce około 4 miliardów lat temu. Kratery po meteorach pokrywają 2/3 powierzchni planety. Na starych wyżynach jest ich prawie tyle samo, co na Księżycu. Jednak wiele marsjańskich kraterów „straciło swój kształt” z powodu wietrzenia. Niektóre z nich podobno zostały kiedyś zmyte przez strumienie wody. Zupełnie inaczej wyglądają równiny północne. 4 miliardy lat temu mieli dużo kraterów po meteorytach, ale potem katastrofalne wydarzenie, o którym już wspominałem, wymazało je z 1/3 powierzchni planety i jej rzeźba w tym obszarze zaczęła się na nowo formować. Później spadły tam oddzielne meteoryty, ale ogólnie na północy jest niewiele kraterów uderzeniowych.

Wygląd tej półkuli został zdeterminowany aktywnością wulkaniczną. Niektóre równiny są całkowicie pokryte starożytnymi skałami magmowymi. Strumienie płynnej lawy rozlewały się po powierzchni, zastygały, a wzdłuż nich płynęły nowe strumienie. Te skamieniałe „rzeki” koncentrują się wokół wielkich wulkanów. Na końcach języków lawy obserwuje się struktury podobne do ziemskich skał osadowych. Prawdopodobnie kiedy rozpalone do czerwoności masy erupcyjne stopiły warstwy podziemny lód, na powierzchni Marsa utworzyły się dość rozległe zbiorniki, które stopniowo wysychały. Interakcja lawy i podziemnego lodu doprowadziła również do pojawienia się licznych bruzd i pęknięć. Z dala od wulkanów, nisko położone obszary półkuli północnej pokryte są wydmami. Szczególnie dużo z nich w pobliżu północnej czapy polarnej.

Obfitość krajobrazów wulkanicznych wskazuje, że w odległej przeszłości Mars przeżywał dość burzliwą epokę geologiczną, która najprawdopodobniej zakończyła się około miliarda lat temu. Najbardziej aktywne procesy miały miejsce w regionach Elysium i Tharsis. Kiedyś zostały dosłownie wyciśnięte z wnętrzności Marsa, a teraz wznoszą się ponad jego powierzchnię w postaci wspaniałych zgrubień: Elysium o wysokości 5 km, Tharsis - 10 km. Wokół tych zgrubień skupiają się liczne uskoki, pęknięcia, grzbiety – ślady dawnych procesów w skorupie marsjańskiej. Najbardziej okazały system kanionów głębokich na kilka kilometrów - Dolina Mariner - zaczyna się na szczycie Gór Tharsis i rozciąga się na 4 tysiące kilometrów na wschód. W centralnej części doliny jej szerokość sięga kilkuset kilometrów. W przeszłości, gdy marsjańska atmosfera była gęstsza, woda mogła spływać do kanionów, tworząc w nich głębokie jeziora.

Wulkany Marsa to wyjątkowe zjawiska jak na ziemskie standardy. Ale nawet wśród nich wyróżnia się wulkan Olimp, położony w północno-zachodniej części gór Tharsis. Średnica podstawy tej góry sięga 550 km, a wysokość 27 km, tj. jest trzykrotnie wyższy od Everestu, najwyższego szczytu na Ziemi. Olympus zwieńczony jest ogromnym 60-kilometrowym kraterem. Na wschód od najwyższej części Gór Tharsis odkryto kolejny wulkan – Alba. Chociaż nie może konkurować z Olympusem wysokością, jego średnica podstawy jest prawie trzykrotnie większa.

Te stożki wulkaniczne są wynikiem spokojnych erupcji bardzo płynnej lawy, podobnej w składzie do lawy z ziemskich wulkanów na Wyspach Hawajskich. Ślady popiołu wulkanicznego na zboczach innych gór sugerują, że na Marsie czasami dochodziło do katastrofalnych erupcji.

W przeszłości płynąca woda odgrywała ogromną rolę w kształtowaniu rzeźby marsjańskiej. Na pierwszych etapach badań Mars wydawał się astronomom pustynną i bezwodną planetą, ale gdy powierzchnię Marsa sfotografowano z bliskiej odległości, okazało się, że na starych wyżynach często pozostają żleby pozostawione jakby przez płynącą wodę. Niektóre z nich wyglądają, jakby zostały przeszyte wiele lat temu przez burzliwe, bystre prądy. Czasem ciągną się przez wiele setek kilometrów. Niektóre z tych „strumyków” mają dość szacowny wiek. Inne doliny są bardzo podobne do koryt spokojnych ziemskich rzek. Swój wygląd zawdzięczają prawdopodobnie topnieniu podziemnego lodu.

Dodatkowe informacje o Marsie można uzyskać metodami pośrednimi, opartymi na badaniach jego naturalnych satelitów - Fobosa i Deimosa.

Satelity Marsa.

Księżyce Marsa zostały odkryte 11 i 17 sierpnia 1877 roku podczas wielkiej opozycji amerykańskiego astronoma Asapha Halla. Satelity otrzymały takie imiona z mitologii greckiej: Fobos i Deimos, synowie Aresa (Marsa) i Afrodyty (Wenus), zawsze towarzyszyli ojcu. W tłumaczeniu z greckiego „phobos” oznacza „strach”, a „deimos” oznacza „horror”.

Fobos. Dejmos.

Oba satelity Marsa poruszają się niemal dokładnie w płaszczyźnie równika planety. Przy pomocy statku kosmicznego ustalono, że Phobos i Deimos mają nieregularny kształt iw swojej pozycji orbitalnej zawsze pozostają zwrócone do planety tą samą stroną. Wymiary Fobosa to około 27 km, a Deimosa - około 15 km. Powierzchnia księżyców Marsa składa się z bardzo ciemnych minerałów i pokryta jest licznymi kraterami. Jeden z nich - na Fobosie ma średnicę około 5,3 km. Kratery powstały prawdopodobnie w wyniku bombardowania meteorytów, pochodzenie systemu równoległych bruzd nie jest znane. Prędkość kątowa ruchu orbitalnego Fobosa jest tak duża, że w przeciwieństwie do innych opraw, Fobos wznosi się na zachodzie, wyprzedzając obrót osiowy planety i zachodzi na wschodzie.

Poszukiwanie życia na Marsie.

Przez długi czas na Marsie prowadzono poszukiwania form życia pozaziemskiego. Podczas eksploracji planety statek kosmiczny W serii Viking przeprowadzono trzy złożone eksperymenty biologiczne: rozkład pirolityczny, wymiana gazowa, rozkład etykiet. Opierają się na doświadczeniu studiowania ziemskiego życia. Eksperyment z rozkładem pirolizy opierał się na definicji procesów fotosyntezy z udziałem węgla, eksperyment z rozkładem etykiet opierał się na założeniu, że woda jest niezbędna do istnienia, a eksperyment wymiany gazowej uwzględnił, że życie na Marsie musi używać wody jako rozpuszczalnika. Chociaż wszystkie trzy eksperymenty biologiczne dały wynik pozytywny, prawdopodobnie mają one charakter niebiologiczny i można je wytłumaczyć nieorganicznymi reakcjami pożywki z materiałem pochodzenia marsjańskiego. Możemy więc podsumować, że Mars jest planetą, która nie ma warunków do powstania życia.

Wniosek

Zapoznaliśmy się z aktualnym stanem naszej planety i planet grupy Ziemia. Przyszłość naszej planety, a nawet całego układu planetarnego, jeśli nie wydarzy się nic nieprzewidzianego, wydaje się jasna. Prawdopodobieństwo, że ustalony porządek planet zostanie zakłócony przez jakąś wędrującą gwiazdę, jest niewielkie, nawet w ciągu kilku miliardów lat. W najbliższej przyszłości nie należy spodziewać się silnych zmian w przepływie energii słonecznej. Jest prawdopodobne, że epoki lodowcowe się powtórzą. Człowiek jest w stanie zmienić klimat, ale robiąc to, może popełnić błąd. Kontynenty będą wznosić się i opadać w kolejnych epokach, ale mamy nadzieję, że procesy będą przebiegać powoli. Od czasu do czasu możliwe są potężne uderzenia meteorytów.

Ale w większości układ słoneczny zachowa swój obecny wygląd.

Plan.

1. Wstęp.

2. Rtęć.

3. Wenus.

6. Wniosek.

7. Literatura.

Planeta Merkury.

powierzchnia Merkurego.

Planeta Wenus.

Powierzchnia Wenus.

Planeta Ziemia.

Powierzchnia lądu.

Planeta Mars.

Powierzchnia Marsa.

> Planety z grupy Ziemi

planety ziemskie- pierwsze cztery planety Układu Słonecznego ze zdjęciem. Poznaj charakterystykę i opis planet ziemskich, szukaj egzoplanet, badaj.

Naukowcy od wieków badają przestrzenie Układu Słonecznego, zauważając różne typy planetarne. Od czasu odkrycia dostępu do egzoplanet nasza baza informacji stała się jeszcze szersza. Oprócz gazowych gigantów znaleźliśmy również obiekty ziemskie. Co to jest?

Definicja planet ziemskich

planeta ziemska- ciało niebieskie, reprezentowane przez skały krzemianowe lub metal i ma stałą warstwę powierzchniową. To główna różnica w stosunku do gazowych gigantów wypełnionych gazami. Termin pochodzi od łacińskiego słowa „Terra”, które tłumaczy się jako „Ziemia”. Poniżej znajduje się lista planet ziemskich.

Struktura i cechy planet grupy Ziemi

Wszystkie ciała obdarzone są podobną strukturą: metalowy rdzeń wypełniony żelazem i otoczony płaszczem z krzemianów. Ich kula powierzchniowa jest pokryta kraterami, wulkanami, górami, kanionami i innymi formacjami.

Istnieją atmosfery wtórne utworzone przez aktywność wulkaniczną lub przybycie komet. Mają niewielką liczbę satelitów lub są całkowicie pozbawione takich cech. Ziemia ma Księżyc, a Mars ma Fobosa i Deimosa. Nie wyposażony w systemy pierścieniowe. Zobaczmy, jak wyglądają charakterystyki planet ziemskich, a także zauważmy, jakie są ich podobieństwa i różnice na przykładzie Merkurego, Wenus, Ziemi i Marsa.

Podstawowe fakty o planetach ziemskich

Rtęć- najmniejsza planeta w układzie, osiągająca 1/3 wielkości Ziemi. Posiada cienką warstwę atmosferyczną, dlatego stale zamarza i nagrzewa się. Charakteryzuje się dużą gęstością żelaza i niklu. Pole magnetyczne sięga tylko 1% ziemskiego. Na powierzchni widoczne są liczne głębokie blizny po kraterach i słaba warstwa cząstek krzemianu. W 2012 roku zauważono ślady materiału organicznego. Są to cegiełki do życia, a także lód wodny.

Wenus podobnej wielkości do Ziemi, ale jej atmosfera jest zbyt gęsta i wypełniona tlenkiem węgla. Z tego powodu ciepło jest zatrzymywane na planecie, co czyni ją najgorętszą w systemie. Większość powierzchni ma aktywne wulkany i głębokie kaniony. Tylko nielicznym pojazdom udało się przebić powierzchnię i przetrwać przez krótki czas. Kraterów jest niewiele, ponieważ meteory się spalają.

Grunt- największy w typie naziemnym i ma ogromną ilość wody w stanie ciekłym. Jest niezbędny do życia, które rozwija się we wszystkich formach. Jest tu skalista powierzchnia pokryta kanionami i wyżynami, a także ciężki metalowy rdzeń. Para wodna jest obecna w atmosferze, co przyczynia się do złagodzenia dobowego reżimu temperaturowego. Są sezony regularne. Największe ogrzewanie trafia do obszarów w pobliżu linii równikowej. Ale teraz te liczby rosną z powodu działalności człowieka.

Mars ma najwyższą górę w Układzie Słonecznym. Większość powierzchni reprezentowana jest przez starożytne osady i formacje kraterowe. Ale możesz znaleźć młodsze strony. Istnieją czapki polarne, które zmniejszają się latem i wiosną. Ma mniejszą gęstość niż Ziemia, a rdzeń jest solidny. Naukowcy nie uzyskali jeszcze dowodów na istnienie życia, ale są wszystkie wskazówki i warunki w przeszłości. Planeta ma lód wodny, substancje organiczne i metan.

Powstawanie i wspólne cechy planet grupy Ziemi

Uważa się, że jako pierwsze pojawiły się planety ziemskie. Początkowo cząsteczki kurzu połączyły się, tworząc duże przedmioty. Znajdowały się bliżej Słońca, więc substancje lotne wyparowywały. Obiekty niebieskie urosły do rozmiarów kilometra, stając się planetozymalami. Następnie gromadzą coraz więcej kurzu.

Analiza pokazuje, że na wczesnym etapie rozwoju Układu Słonecznego mogło być obecnych około stu protoplanet, których rozmiary różniły się między Księżycem a Marsem. Ciągle się zderzali, dzięki czemu połączyły się, wyrzucając fragmenty śmieci. W rezultacie przetrwały 4 duże planety grupy ziemskiej: Merkury, Wenus, Mars i Ziemia.

Wszystkie wyróżniają się wysokim wskaźnikiem gęstości, a skład reprezentowany jest przez krzemiany i metaliczne żelazo. Największym przedstawicielem typu ziemskiego jest Ziemia. Te planety również się wyróżniają ogólna struktura struktura, w tym rdzeń, płaszcz i skorupa. Tylko dwie planety (Ziemia i Mars) mają księżyce.

Aktualne badania nad planetami ziemskimi

Naukowcy uważają, że planety ziemskie są najlepszymi kandydatami do odkrycia życia. Oczywiście wnioski opierają się na fakcie, że jedyną planetą, na której żyje Ziemia, jest więc jej charakterystyka i cechy, które są swego rodzaju standardem.

Wszystko wskazuje na to, że życie jest w stanie przetrwać w ekstremalnych warunkach. Dlatego oczekuje się, że można go znaleźć nawet na Merkurym i Wenus, pomimo ich wysokich temperatur. Najwięcej uwagi poświęca się Marsowi. To nie tylko główny kandydat do odnalezienia życia, ale także potencjalna przyszła kolonia.

Jeśli wszystko pójdzie zgodnie z planem, to w latach 30. XX wieku. pierwsza partia astronautów może zostać wysłana na Czerwoną Planetę. Teraz planeta nieustannie wędruje i orbituje w poszukiwaniu wody i oznak życia.

Egzoplanety podobne do Ziemi

Wiele znalezionych egzoplanet okazało się gazowymi gigantami, ponieważ znacznie łatwiej je znaleźć. Ale od 2005 roku zaczęliśmy aktywnie przechwytywać obiekty naziemne dzięki misji Kepler. Większość z nich została nazwana klasą super-ziemi.

Wśród nich warto pamiętać o Gliese 876d, którego masa jest 7-9 razy większa od Ziemi. Krąży wokół czerwonego karła, oddalonego od nas o 15 lat świetlnych. W układzie Gliese 581 znaleziono 3 ziemskie egzoplanety w odległości 20 lat świetlnych.

Najmniejszy to Gliese 581e. Przewyższa naszą masę tylko 1,9 razy, ale znajduje się bardzo blisko swojej gwiazdy. Pierwszą potwierdzoną egzoplanetą ziemską był Kepler-10b, 3-4 razy większa od naszej masy. Znajduje się w odległości 460 lat świetlnych i została znaleziona w 2011 roku. W tym samym czasie zespół misyjny wydał listę 1235 kandydatów, z czego 6 było typu lądowego i znajdowało się w strefie mieszkalnej.

super ziemia

Wśród egzoplanet udało się znaleźć wiele super-Ziemi (o wielkości między Ziemią a Neptunem). Gatunek ten nie występuje w naszym systemie, więc nie jest jeszcze jasne, czy bardziej przypominają olbrzymy, czy typy lądowe.

Teraz świat naukowy czeka na wystrzelenie teleskopu Jamesa Webba, który obiecuje zwiększyć moc poszukiwań i odsłonić przed nami głębię kosmosu.

Kategorie planet ziemskich

Istnieje podział planet ziemskich. Krzemian - typowe obiekty naszego systemu, reprezentowane przez kamienny płaszcz i metalowy rdzeń. Żelazo - odmiana teoretyczna składająca się wyłącznie z żelaza. Daje to większy wskaźnik gęstości, ale zmniejsza promień. Takie planety mogą pojawić się tylko na obszarach o wysokim wskaźniku temperaturowym.

Rocky - Kolejny gatunek teoretyczny, w którym występuje skała krzemianowa, ale nie ma metalowego rdzenia. Powinny uformować się z dala od gwiazdy. Węglowy - wyposażony w metalowy rdzeń, wokół którego zgromadził się minerał zawierający węgiel.

Kiedyś sądziliśmy, że szczegółowo przestudiowaliśmy proces formowania się planet. Jednak rozważanie egzoplanet zmusza nas do znalezienia wielu luk i rozpoczęcia nowych badań. Rozszerza to również warunki poszukiwania życia w obcych światach. Kto wie, co tam zobaczymy, jeśli uda nam się wysłać sondę.

W naszym Układzie Słonecznym są cztery ziemskie planety: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars, które swoją nazwę zawdzięczają podobieństwu do naszej planety Ziemia. Planety grupy Ziemi naszego Układu Słonecznego są również znane jako planety wewnętrzne, ponieważ planety te znajdują się w regionie między Słońcem a . Wszystkie planety z grupy Ziemi mają małe rozmiary i masy, dużą gęstość i składają się głównie z krzemianów i metalicznego żelaza. Za głównym pasem asteroid (w regionie zewnętrznym) są pod względem wielkości i masy dziesięć razy większe niż planety z grupy Ziemi. Według wielu teorii kosmogonicznych w znacznej części pozasłonecznych układów planetarnych egzoplanety dzielą się również na planety stałe w obszarach wewnętrznych i planety gazowe w obszarach zewnętrznych.

Planety ziemskie są ubogie w naturalne satelity. Istnieją tylko trzy satelity dla czterech planet ziemskich. Dwie najbardziej odległe od Słońca planety z planet ziemskich mają satelity, jeden duży w pobliżu Ziemi i dwa malutkie w pobliżu Marsa.

Chociaż Księżyc jest uważany za satelitę, technicznie można go uznać za planetę, gdyby miał orbitę wokół Słońca. Księżyc jest pełnoprawnym członkiem układu grawitacyjnego Ziemia-Księżyc.

Mars ma dwa małe księżyce: Fobos i Deimos. Oba satelity mają kształt zbliżony do trójosiowej elipsoidy. Ze względu na ich niewielkie rozmiary grawitacja nie wystarcza, aby skompresować je w okrągły kształt.

Najbardziej masywna z ziemskich planet, Ziemia, jest 330 000 razy jaśniejsza od Słońca.

Struktura i podobieństwo planet ziemskich

Grupa naziemna jest znacznie mniejsza niż gazowi giganci.
Planety ziemskie (w przeciwieństwie do wszystkich planet olbrzymów) nie mają pierścieni.
W środku rdzeń wykonany z żelaza z domieszką niklu.
Nad rdzeniem znajduje się warstwa zwana płaszczem. Płaszcz składa się z krzemianów.
Planety ziemskie składają się głównie z tlenu, krzemu, żelaza, magnezu, aluminium i innych ciężkich pierwiastków.
Skorupa powstała w wyniku częściowego stopienia płaszcza i również składa się ze skał krzemianowych, ale wzbogacona w niekompatybilne pierwiastki. Z planet ziemskich Merkury nie ma skorupy, co tłumaczy się jej zniszczeniem w wyniku bombardowania meteorytów.
Planety mają atmosfery: dość gęstą na Wenus i prawie niezauważalną na Merkurym.
Planety ziemskie mają również zmieniające się krajobrazy, takie jak wulkany, kaniony, góry i kratery.
Te planety mają pola magnetyczne: prawie niezauważalne na Wenus i namacalne na Ziemi.

Niektóre różnice między planetami ziemskimi

Planety grupy ziemskiej obracają się wokół własnej osi w zupełnie inny sposób: jeden obrót trwa od 24 godzin dla Ziemi i do 243 dni dla Wenus.
Wenus, w przeciwieństwie do innych planet, obraca się w kierunku przeciwnym do ruchu wokół Słońca.
Kąty nachylenia osi do płaszczyzn ich orbit dla Ziemi i Marsa są w przybliżeniu takie same, ale zupełnie inne dla Merkurego i Wenus.
Atmosfera planetarna może wahać się od gęstej atmosfery dwutlenku węgla na Wenus do prawie braku dwutlenku węgla na Merkurym.
Prawie 2/3 powierzchni Ziemi zajmują oceany, ale na powierzchni Wenus i Merkurego nie ma wody.
Wenus nie ma rdzenia ze stopionego żelaza. Na pozostałych planetach część żelaznego jądra jest w stanie płynnym.

Uważa się, że planety podobne do Ziemi są najbardziej sprzyjające pojawieniu się życia, więc ich poszukiwanie przyciąga uwagę opinii publicznej. Superziemie są przykładem egzoplanet typu ziemskiego. Do czerwca 2012 r. znaleziono ponad 50 super-Ziem.

Kiedyś przeczytałem, że w 2024 planowane jest wysłanie pierwszych osadników na Marsa. Niektórzy z moich znajomych wyrazili chęć odbycia tej nieznanej podróży w jedną stronę. I tak naprawdę niczego nie chcę, ponieważ ta planeta jest bez życia, a ja kocham zwierzęta, kwiaty i dziką przyrodę. Szczególnie znudziło mi się latanie tam po obejrzeniu filmu „Marsjanin”, gdzie realistycznie oddano nudne krajobrazy i nieznośne warunki pogodowe tego ciała niebieskiego. Ale Mars jest naszym sąsiadem, to druga najbliższa nam planeta (pierwsza to Wenus). W grupie Ziemi są cztery planety. Nazywa się je tak, ponieważ składają się z solidnego podłoża. Nazwijmy je w kolejności odległości od Słońca.

Merkury jest najmniejszą planetą ziemską

Małe ciało charakteryzujące się szybkim ruchem wokół Słońca, za co otrzymało nazwę bóg handlu. Ale Merkury obraca się powoli wokół własnej osi, więc tutaj dni są dłuższe niż rok. Atmosfera składa się z wodoru, argonu, helu i domieszki tlenu.. Klimat jest gorący, temperatura do +420 stopni.

Wenus - piękno ziemskiej grupy

Piękny oglądany przez teleskop lub lornetkę, o świcie można go zobaczyć gołym okiem. Pewnie dlatego dostała imię bogini miłości. Charakteryzuje się chmurami kwasu siarkowego, które unoszą się w atmosfera z dwutlenku węgla. Widok jest piękny, ale absolutnie nie nadaje się do życia. Ponadto temperatura na planecie również jest gaśnie za +400.

Ziemia jest żywą planetą

To jest nasza planeta. Jego główną cechą jest życie co jest możliwe dzięki:

atmosfera składająca się z powietrza;
duża ilość płynnej wody;
Łagodny klimat.

Starożytni ludzie ubóstwiali swojego żywiciela rodziny - ziemię, której drugie imię to ziemia. Na jej cześć nadano nazwę rodzimej planety.

Mars to zimna planeta

To ma Czerwona ziemia, co dało powód do nazywania go po imieniu Bóg wojny. Ponieważ Mars znajduje się dalej od ciepła słonecznego niż Ziemia, klimat na nim jest bardzo zimny. Na mróz powyżej 130 stopni kolonizacja planety jest problematyczna. tak i atmosfera tu nie do oddychania, składa się głównie z dwutlenek węgla.