Урок №6

Тема: ЗЕМЛЯ І МІСЯЦЬ. ПЛАНЕТИ ЗЕМНОЇ ГРУПИ: МЕРКУРІЙ, ВЕНЕРА, МАРС І ЙОГО СУПУТНИКИ.

Мета: 

Меркурій швидше за все був відкритий найдавнішими пастушачими племенами, що жили в долинах Нілу або Тигру і Євфрату. Однак нелегко було здогадатися, що порівняно яскрава вечірня і ранкова зорі — одне і те саме світило. Недарма в давніх народів воно мало 2 імені: у єгиптян — Сет і Гор, в індійців — Будда і Рогінея, греки ж його іменували Аполлон і Гермес (у римській міфології богу Гермесу відповідав Меркурій).

До середини ХХ ст. астрономи досить добре знали елементи орбіти Меркурія. Однак про фізичні властивості, природу планети, період її обертання навколо осі до останнього часу було мало відомостей.

1974 р. американський космічний апарат «Марінер-10» пролетів поблизу Меркурія і передав на Землю зображення його поверхні. Астрономи були уражені. Перед ними постав другий Місяць.

Дослідження фотографічних зображень поверхні Меркурія дозволили скласти ймовірну картину еволюції планети. У початковий період Меркурій зазнав сильного внутрішнього розігрівання, наслідком чого було настання однієї чи кількох епох активного вулканізму.

Після завершення процесу формування планети її поверхня була гладкою (ділянки цієї давньої поверхні добре помітні). Далі настав період інтенсивного бомбардування Меркурія залишками допланетного рою (планетезималями). Наступний етап характеризувався активним вулканізмом і виходом потоків лави, що заповнила великі басейни. Цей період завершився близько 3 млрд років тому.

Розміри Меркурія незначні, він трохи більший за Місяць, середня густина його майже така сама, як у Землі. Імовірно, до центра планети густина підвищується до 9800 кг/м3 . Це значить, що в Меркурія має бути залізне ядро R = 1800 км (3/4R планети). На частку ядра припадає 80% маси Меркурія. У ядрі генеруються кільцеві електричні струми, що збуджують слабке магнітне поле планети.

Меркурій обертається навколо осі за 58 земних діб, що складає 2/3 меркуріанського року. День на Меркурії триває 88 діб, стільки ж триває ніч. Сонце втричі більше за видимим поперечником, ніж на Землі. Опівдні поверхня Меркурія нагрівається до 430 °С, і тому свинець і олово повинні там виплавлятися з гірських порід і розтікатися по поверхні сріблястими калюжами.

Уночі, навпаки, температура становить 180°С нижче нуля. Ці теплові контрасти не пом’якшуються бодай скільки-небудь густою атмосферою. Атмосфера навколо Меркурія є, але вона вкрай розріджена і створює біля поверхні тиск усього в 10−12 бар. Головна складова меркуріанської атмосфери — це гелій. У незначній кількості наявні H2 , O2, CO2 з чадним газом.

Кожен атом Гелію міститься в атмосфері Меркурія в середньому 200 днів, після чого він заміщається атомами Гелію, що викидає безупинно Сонце. Гелієва атмосфера, яка постійно поновлюється,— екзотична особливість Меркурія.__

Оскільки на Місяці і Марсі більшість деталей названі іменами астрономів та інших натуралістів, було вирішено для меркуріанського рельєфу використовувати імена видатних діячів гуманітарного напрямку — письменників, поетів, художників, композиторів.

Лише як виняток декільком деталям на поверхні Меркурія дали імена астрономів, що зробили особливо великий внесок у вивчення цієї планети. Так, наприклад, з’явилася гірська гряда Антоніаді, гряда Скіапареллі — піонерів у відкритті меркуріанського рельєфу.

Венера

Ця планета — одне з найкрасивіших світил неба. Не випадково саме її давні римляни назвали на честь богині любові і краси.

Для земного спостерігача Венера не відходить від Сонця далі, ніж на 48°. Це пояснюється тим, що вона розташована ближче до Сонця, ніж Земля. Протягом 585 діб чергуються періоди її вечірньої і вранішньої видимості. У Венери найгустіша атмосфера серед планет земної групи, найповільніше обертання навколо осі і найменший ексцентриситет орбіти ( e = 0,007). 1761 р. очікувалося рідкісне небесне явище: проходження Венери перед диском Сонця. Багато астрономів готувалися до цієї події і навіть споряджали експедиції в далекі краї для спостережень.

Адже якщо спостерігати моменти заступання Венери на сонячний диск і сходження з його з різних, віддалених один від одного пунктів Землі, можна обчислити відстань від Землі до Сонця — а. о., що входить у багато формул небесної механіки.

Готувалися до спостережень і російські астрономи. Їхнім організатором був М. В. Ломоносов. Коли чорний диск Венери сходив із сонячного диска, Ломоносов помітив, що тонка дуга на краю Сонця зігнулася, ніби піднята диском Венери, й утворився яскравий виступ — «пупир», який лопнув, після чого диск Венери злився з темним тлом неба. Це явище, вже у ХХ ст. одержало назву явище Ломоносова: припустивши, з чого складається атмосфера Венери, Ломоносов, підсумував своє дослідження так: «За цими примітками пан радник Ломоносов вважає, що планета Венера оточена знатною повітряною атмосферою, такою (аби не більшою), яка обливається біля нашої кулі земної».

У 60-х р. XIX ст. астрономи вперше спробували з’ясувати склад атмосфери Венери методом спектрального аналізу, вони насамперед сподівалися знайти там «гази життя — кисень і водяну пару».

На жаль, їхні сподівання не виправдалися. У середині 50-х рр. почалися дослідження Венери методами радіоастрономії, а в 60-ті рр. до цієї незвіданої планети полетіли міжпланетні станції, створені інженерами СРСР і США. Упродовж наступних 40 років про природу Венери стало відомо більше, ніж за 350 років телескопічних спостережень.

Після висадження на поверхню Венери станції «Венера-7» (XII, 1970), «Венера-8» (VII, 1972) з’ясувалося, що температура на поверхні Венери ще вища — 730–740 К. У чому причина настільки сильного розігрівання Венери, адже вона усього лише вдвічі більше одержує тепла, ніж Земля? Атмосфера Венери здатна пропускати сонячне тепло, але не випускає його назовні, поглинаючи випромінювання самої планети. Поглиначами є вуглекислий газ, на долю якого припадає 96 % складу атмосфери, і водяна пара, хоча її небагато (частинки відсотка).

Тиск біля поверхні Венери досягає 90 атмосфер. На рівні 65–70 км над поверхнею Венери дують ураганні вітри постійного напрямку — зі сходу на захід (біля 110 м/с). Хмари Венери складаються з крапельок концентрованої сульфатної кислоти, крім того, сульфатна кислота легко з’єднується з водою. Ретельна радіолокаційна зйомка північної півкулі Венери з автоматичних станцій «Венера-15» і «Венера-16», виведених 1984 р. на орбіти супутників планети, показала, що багато гірських вершин мають на схилах явні сліди потоків лави. Вулкани виявляють себе й в іншому: їхні виверження породжують потужні електричні розряди — справжні грози в атмосфері Венери, що неодноразово реєстрували прилади станцій серії «Венера». Безперечно, там трапляються венеротрясіння. Порівняння зображень, отриманих апаратом «Магеллан» з інтервалом у рік, виявило явні зміни форм поверхні. Рельєф планети складається з великих рівнин, перерізаних гірськими хребтами і височинами типу плато. Гірські області схожі на земні материки. Низовини, схожі на океанські басейни Землі, займають тільки шосту частину поверхні планети, тоді як на Землі 2/3.

У Венери має бути рідке залізне ядро, але руху речовини в ньому не відбувається — немає переміщення заряджених частинок, тобто електричного струму, а значить, і не виникає власне магнітного поля.

Марс

Давні греки присвячували всі планети богам, і, звісно, для бога війни Ареса не знайшлося більш придатного об’єкта, ніж червонувата зоря в чорному небі. У римській міфології Аресу відповідав Марс. Так планета знайшла своє нинішнє ім’я. Утім, на Русі аж до XVIII ст. використовували грецькі назви планет, і Марс іменували Аррисом, чи Ареєм.

Вісь обертання Марса нахилена відносно площини орбіти на 22° усього на 1,5_ менше, ніж вісь обертання Землі нахилена до площини екліптики. Марсіанський день мало чим відрізняється від земного: доба триває 24 год 37 хв. Унаслідок малої маси сила ваги на Марсі втричі нижче, ніж на З емлі. На сьогодні структура гравітаційного поля Марса детально вивчена. Вона вказує не невеликі відхилення від однорідного розподілу густини в планеті. Ядро може мати радіус до половини радіуса планети. Очевидно, воно складається майже з чистого заліза або сплаву (Fe-S-Fe — сульфід заліза) і, можливо, розчиненого в них водню.

Очевидно, ядро Марса частково чи цілком перебуває в рідкому стані. Наявність у планети власного, хоча і слабкого магнітного поля підтверджує це. Марс повинен мати щільну кору товщиною 70–100 км. Між ядром і корою знаходиться силікатна мантія, збагачена залізом.

Червоні окисли заліза, що містяться в поверхневих породах, визначають колір планети. Зараз Марс продовжує остигати. Сейсмічна активність планети слабка.

Ще 1659 р. нідерландський учений Християн Гюйгенс уперше виявив темні області на Марсі. Приблизно в той же час італієць Джованні Домініко Кассіні знайшов на планеті полярні шапки. До початку польотів на Марс розгадати природу деталей не вдавалося, хоча стосовно цього висловлювали безліч гіпотез. Тільки в 60–70-ті рр. ХХ ст. фотографії радянських «Марсів» і американських «Маринерів» дозволили досліджувати рельєф червоної планети з близької відстані, а «Вікінги» перенесли нас просто на неї.

Метеоритні кратери покривають 2/3 поверхні планети, але через вивітрювання вони встигли втратити «форму». Вигляд північної півкулі — суцільні рівнини, покриті давніми виверженими породами.

Вулкани Марса, як за земними мірками, явища виняткові. Але навіть серед них виділяється вулкан Олімп, діаметр основи якого 550 км, а висота 27 км (тобто він втричі перевершує Еверест). Олімп увінчаний 60-кілометровим кратером. У минулому величезну роль у формуванні марсіанського рельєфу відігравала проточна вода. На старих високогір’ях трапляються залишені водою вимоїни протяжністю на багато сотень кілометрів.

Атмосфера Марса більш розріджена, ніж повітряна оболонка Землі. За складом вона нагадує атмосферу Венери і на 95 % складається з вуглекислого газу. Близько 4 % припадає на частку азоту й аргону. Кисню і водяної пари в марсіанській атмосфері менше 1 %. Тиск біля поверхні складає 0,006 земного тиску, але може підвищуватися до 0,01.

Середня температура на Марсі значно нижче, ніж на З емлі, близько −40 °C. Улітку вдень +25 °C, але вночі узимку до −125 °C. Це спричинено тим, що розріджена атмосфера Марса не може довго утримувати тепло.

Над поверхнею планети часто дмуть сильні вітри — до 100 м/с. Мала сила ваги дозволяє навіть розрідженим потокам повітря здіймати величезні пилові бури. Найчастіше вони виникають поблизу полярних шапок. Іноді досить великі області на Марсі бувають охоплені грандіозними пиловими бурами. Зміна пір року на Марсі відбувається так само, як і на Землі.

Яскравіше за все сезонні зміни виявляються в полярних областях. У зимовий час полярні шапки охоплюють значну площу. Границя північної полярної шапки може віддалятися від полюса на третину відстані від екватора, а границя Південної шапки долає відстань, що дорівнює половині цього. Ця різниця зумовлена тим, що в Північній півкулі зима настає, коли Марс проходить через перигелій своєї орбіти, а в Південній — коли Марс проходить через афелій (тобто в період максимального віддалення від Сонця); через це зима в Південній півкулі холодніша, ніж у Північній. Малюсінькі супутники Марса, що були відкриті Асафом Холом у 1877 р. і названі Фобосом і Деймосом, у середині ХХ століття привернули до себе загальну увагу. 1945 р. американський астроном Б. Шарплесс обробив ще раз старі спостереження Фобоса, виконані в Пулково ще в XIX в., і, зіставивши їх із даними більш пізнього часу, дійшов висновку, що Фобос навколо Марса рухається прискорено. Але це могло бути спричинене опором марсіанської атмосфери. Добре відомо, що гальмування штучних супутників у верхніх шарах атмосфери зменшує їхню кінетичну енергію.

Фобос має розміри 28 × 20 × 18 км, Деймос — 16 × 12 × 10 км. на Деймосі є гори заввишки 1500 м. Складено карту Фобоса: найбільший його кратер назвали Стикії — на честь дівочого прізвища дружини Холла. Його ім’я носить інший великий кратер у Південній півкулі Фобоса. Почали складати карту Деймоса. Один з його кратерів дістав ім’я Свіфта, фантазія якого задовго до відкриття супутників випадково підказала йому їх віддаленість від планети і періоди обертання навколо неї.

«...Крім того, вони відкрили 2 маленькі зорі чи два супутники, що обертаються навколо Марса. Найближчий з них віддалений від центра цієї планети на відстань, що дорівнює трьом її діаметрам, другий знаходиться від неї на відстані п’яти таких діаметрів» («Пригоди Гуллівера»). Деякі дослідники вважають, що супутники Марса потрапили до нього не з власної волі, а були захоплені з пояса астероїдів.

Місяць

Місяць — єдиний природний cупутник нашої планети. Це холодне кулясте тіло, що має тверду поверхню і обертається навколо Землі по орбіті, середній радіус якої становить 384 400 км (≈60 радіусів Землі).

Вік Місяця вважають близьким до 4,6 млрд. років, тобто до віку Землі. Про походження супутника одностайної думки в учених нема. Зважаючи на розміри і склад Місяця, його іноді відносять до планет земної групи (радіус Місяця становить 71% радіуса Меркурія), а систему Земля — Місяць розглядають, як подвійну планету. Місяць не має атмосфери. Доба на Місяці дорівнює 29,53 земним добам, тобто близько 14,8 діб триває місячний день і стільки ж ніч. Удень поверхня Місяця нагрівається до +130°С, а вночі охолоджується до -170°С Зрозуміло, що за таких умов вода в рідкому стані на супутнику існувати не може. Унаслідок того, що періоди обертання Місяця навколо осі та навколо Землі рівні, супутник завжди повернутий до нашої планети одним і тим же боком. Але використовуючи особливості руху Місяця,земні спостерігачі мають можливість побачити до 60% усієї поверхні супутника.

На думку вчених, Місяць, як і Земля, складається з кори, мантії та ядра. Середня товщина кори 68 км, хоча є райони, де її немає взагалі (море Криз), а місцями вона дуже товста (107 км під кратером Корольова). Вважають, що мантія Місяця, на відміну від земної, лише частково розплавлена. Ядро супутника тверде, складається із силікатів і має температуру до 1500°С. Центр мас Місяця зміщений у напрямку до Землі приблизно на 2 км відносно геометричного центра.

Місяць не має магнітного поля. Проте деякі гірські породи на поверхні супутника проявляють залишковий магнетизм, що, імовірно, є доказом існування магнітного поля Місяця в його ранній історії.

Вся поверхня супутника густо вкрита кратерами вулканічного або метеоритного походження. Розміри кратерів різноманітні — від 1 км до 250 км. Великі кратери оточені валами (кільцевими горами), мають рівне дно, посередині якого іноді височить центральна гірка. Такі кратери називають місячними цирками. їхнє плоске дно — це затверділа лава, яка вилилася внаслідок метеоритного удару.

Рельєф невидимої із Землі півкулі Місяця відрізняється від рельєфу видимої. Зворотний бік супутника сильніше кратерований, на ньому обмаль рівнинних ділянок.

Поверхню Місяця поділяють на два типи:

— материк — древня гориста місцевість з великою кількістю вулканів;

— моря — відносно молоді темні низовинні рівнини.

Материк укритий окремими горами і гірськими хребтами заввишки близько 8 км. Часто гірські хребти розташовані на межі морів. На поверхні Місяця багато плоскогір'їв та широких і вузьких тріщин у корі завдовжки десятки і сотні кілометрів.

У морях на Місяці, на відміну від Землі, немає жодної краплини води. Місячні моря є результатом заповнення лавою величезних кратерів, утворених при падінні метеоритів. Поверхня місячних морів приблизно на 4 км нижча від середнього рівня місячної поверхні. Моря займають 16% усієї поверхні супутника, переважна їх більшість сконцентрована у північній частині видимої половини Місяця (моря займають 40% видимого боку Місяця і 7% зворотного). Моря мають протяжність від 200 км до 1100 км і називаються Морем Спокою, Морем Дощів, Морем Хмар, Морем Ясності, Морем Криз (або Морем Небезпеки) тощо. Найбільша низовина протяжністю понад 2000 км називається Океаном Бур. На зворотному боці Місяця є Море Москви, Море Мрії, Море Східне.

Переважна частина поверхні Місяця вкрита шаром сірого уламкового матеріалу — реголіту —- завтовшки від 4 м до 12 м. Теплопровідність пухкого реголіту надзвичайно мала, тому значні коливання температури на поверхні майже не передаються вглиб.

Місяць відомий людям споконвіку. Навіть розглядаючи його неозброєним оком, удається побачити найпомітніші елементи рельєфу. Телескопічні спостереження поверхні Місяця вперше здійснив Г.Галілей. Найінтенсивніші дослідження супутника проводяться з 60-х років XX століття. 7 жовтня 1959 року радянська автоматична міжпланетна станція «Луна-3», облетівши Місяць, уперше сфотографувала його зворотну півкулю. Після цього і були створені перші карти зворотного боку Місяця та його повний глобус. 3 лютого 1966 року вперше на місячну поверхню в Океан Бур здійснила посадку радянська автоматична станція «Луна-9». Протягом двох діб цей апарат передавав зображення місячного ландшафту. 21 липня 1969 року в Море Спокою здійснила посадку кабіна «Ігл» («Орел») американського космічного корабля «Аполлон-11», і перші земляни — астронавти Ніл Армстронг та Едвін Олдрін — ступили на поверхню Місяця. Вони встановили на супутнику кілька наукових приладів, зібрали зразки місячних порід і повернулися на корабель, де їх чекав астронавт Майкл Коллінз. 24 липня «Аполлон-11» повернувся на Землю. До грудня 1972 року ще 5 американських експедицій літали на Місяць. Загалом на супутнику побувало 12 людей.

Гравітаційні сили між Землею і Місяцем створюють таке цікаве явище, як морські припливи та відпливи.

Що більша відстань, то слабше притягання. Так, точка А земної поверхні (див. рис. 1) притягається до Місяця найсильніше, а точка В — найслабше. Якби Земля була рівномірно вкрита водою то утворилися б два припливних горби: більший — на підмісячному боці Землі й менший — на зворотному.

Реально ж вода в океані піднімається на 1-2 м. Рівень суходолу піднімається значно менше. Унаслідок обертання Землі навколо своєї осі припливні горби рухаються поверхнею планети за Місяцем зі сходу на захід. Амплітуда морських припливів залежить від рельєфу дна, характеру берегової лінії та інших чинників. Найвищі припливи спостерігаються в затоці Фанді, що в Канаді, їхня максимальна висота 16,6 м. Енергію високих припливів використовують, будуючи припливні електростанції.