Реферат: Строение солнечной системы
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