Місяць. Планети земної групи

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.

Розповідь про планети земної групи розпочнемо з Меркурія — дуже схожої на Місяць планети. З усіх планет він рухається найближче до Сонця. Планета, маючи малі видимі розміри та перебуваючи на небесній сфері поблизу Сонця, тривалий час залишалася маловивченою. У давнину греки спостерігали її ввечері та вранці і вважали, що це два різні світила і називали відповідно Гермес (теж, що і Меркурій) та Аполлон.

Меркурій, як і всі інші планети, обертається навколо Сонця та навколо своєї осі, яка майже перпендикулярна до площини його орбіти. Повний оберт навколо Сонця Меркурій робить за 87,97 діб, а навколо своєї осі за 58,65 діб. Сонячна доба на Меркурії триває 176 земних діб, тобто 2 меркуріанських роки. Меркурій своєю гравітацією захоплює частинки сонячного вітру; ті, побувавши біля планети, в середньому через 200 діб змінюються іншими. Так утворюється дуже розріджена меркуріанська атмосфера. Її густина біля поверхні така ж, як густина земної на висоті ? 700 км. Основним компонентом газової оболонки Меркурія є гелій, водню менше, а домішки аргону, неону та інших газів мізерні. Незначна атмосфера не може захистити планету від метеоритного бомбардування і тому поверхня Меркурія густо вкрита кратерами. Діаметр найбільшого кратера 625 км. Характерними елементами меркуріанського рельєфу є долини, розломи й ескарпи (від італ. scarpa— укіс) — круті уступи, протяжністю до 1000 км і заввишки близько 2-3 км. Гірські хребти на Меркурії мають вершини чотирикілометрової висоти.

Температура освітленої поверхні планети може досягати +480°С, а опівночі опускатися до -180°С.

У Меркурія виявлене магнітне поле — у 150 разів слабше за земне. Його існування, а також доволі висока середня густина планети вказують на те, що Меркурій має велике залізо-нікелеве ядро діаметром понад 3600 км (75% діаметра планети), у якому сконцентровано ? 80% маси планети.

Американська автоматична міжпланетна станція «Марінер-10» у 1974-1975 роках тричі наближалася до Меркурія. Понад 10000 фотографій, зроблених із висоти від 233000 км до 7340 км та інші дослідження, проведені цим космічним апаратом, допомогли відкрити землянам таємничий та суворий світ найближчої до Сонця планети.

Через великий перепад температури та відсутність води в рідкому стані життя на Меркурії існувати не може.

Про Венеру людство знає з давніх-давен, адже це третє за яскравістю світило на небесній сфері (після Сонця та Місяця). Раніше, щоправда, вважали, що це дві різні зірки, і як і у випадку з Меркурієм, Венеру називали відповідно «вранішню зорею» та «вечірньою зорею». Венера — друга від Сонця і найближча до Землі планета Сонячної системи. Повний оберт навколо Сонця вона робить за 225 діб. Навколо своєї осі, яка майже перпендикулярна до площини орбіти, Венера обертається надзвичайно повільно та ще й у зворотному напрямі. Сонячна доба на планеті триває 117 земних діб, тобто майже два земних місяці там день і стільки ж ніч.

Венера не надто менша за Землю, має схожий хімічний склад та, імовірно, подібну будову. Обидві планети окутані потужними повітряними оболонками і мають майже однакові середні густини. Проте фізичні умови на планеті-сусідці дуже відрізняються від земних.

Венеріанська атмосфера складається переважно з вуглекислого газу (96%), який створює сильний парниковий ефект. Унаслідок цього нижні шари атмосфери та поверхня Венери розжарені до температури +480°С (олово та свинець за такої температури розплавлені). Біля поверхні Венери атмосферний тиск досягає 90 атм. На висоті 30 км над поверхнею планети починається хмаровий шар завтовшки близько 60 км, який приховує від нас поверхню Венери, заважаючи проводити оптичні спостереження. Хмари складаються з дуже дрібних крапель концентрованих HCl та H₂SO₄. Вони є причиною того, що небо на Венері не блакитне, як у нас, а оранжеве. В атмосфері планети постійно дмуть вітри, швидкість яких із висотою збільшується, досягаючи значення 100 м/с на позначці 50 км.

Рельєф венеріанської поверхні вивчають радіолокаційним методом із Землі та з космічних апаратів. Поверхня планети переважно рівнинна. Посеред рівнин піднімаються невисокі гори та гірські хребти. Гірські райони займають 10% поверхні. Найбільші з них — Земля Іштар та Земля Афродіти — сумірні з Австралією та Африкою відповідно. Найвищий гірський масив Максвелл досягає восьмикілометрової висоти, а найвища гора в ньому сягає 12 км. Низовини займають 27% поверхні Венери. Атлантида — одна з найбільших низовин — простягається на 2500 км, маючи глибину до 2 км. На поверхні Венери є чимало кільцеподібних кратерів, як вулканічного, так і метеоритного походження. Діаметр цих утворень найчастіше від 30 км до 160 км, а іноді й більший. Уступи та розломи також притаманні венеріанському рельєфу. Поблизу екватора виявлений величезний розлом до 1400 км завдовжки, 150 км завширшки, близько 2 км завглибшки. Він є свідченням колишньої тектонічної активності, яка спричиняла зсуви в корі, горотворчі процеси та виверження вулканів.

Першим космічним кораблем, який у 1962 році наблизився до Венери, був американський «Марінер-2». Згодом інші космічні апарати досліджували планету (на сьогодні їх понад 20). Радянська міжпланетна станція «Венера-7» уперше здійснила посадку на Венеру, а «Венера-9» — зробила перші фотографії венеріанської поверхні.

Найвіддаленішою від Сонця планетою земної групи Марс. Він, як і Венера, — сусід Землі, але його орбіта зовні земної. Кожні 15 років відбуваються великі протистояння Марса — найсприятливіші для спостережень розміщення планет, адже відстань між ними мінімальна. Проводячи телескопічні дослідження, задовго до космічних польотів вдалося добре вивчити рух Марса та його поверхню.

Діаметр Марса приблизно вдвічі, а маса в 9 разів менші за земні. Марсіанський рік триває 687 земних діб, а сонячна доба на планеті приблизно на 40 хв довша від доби на Землі. Нахил осі обертання Марса дорівнює 24°56' (у Землі 23°26') — це означає, що, як і на Землі, там відбуваються зміни пір року.

Середньорічна температура поверхні Марса -70°С, хоча вдень поблизу екватора вона сягає +25°С, а під ранок знижується до -90°С. Біля полюсів узимку температура стає -120°С, тому навколополярні області планети вкриті товстим шаром замерзлої води та вуглекислого газу. Розміри полярних шапок протягом року змінюються — влітку вони значно зменшуються, а північна полярна шапка іноді взагалі зникає.

Марс оточує атмосфера, за складом схожа на венеріанську (95,3% вуглекислого газу), але не така густа. Атмосферний тиск навіть у найглибших упадинах становить усього 0,01 атм. В атмосфері завжди є хмари, багато пилу та кришталики криги. Марсіанське небо має рожевий відтінок. У марсіанській атмосфері іноді виникають дуже сильні вітри (до 50 м/с). Вони спричиняють потужні пилові бурі, які піднімаються на висоту до 20 км і тривають кілька місяців.

У марсіанському ґрунті багато оксидів кремнію, фосфору, кальцію і, особливо, заліза. Саме іржа надає планеті червонуватого кольору.

Поверхня Марса загалом рівнинна, вкрита кратерами. На фотознімках, зроблених космічними апаратами, чітко видно розломи в корі, глибокі ущелини, рівчаки, меандри — русла колишніх річок. Італійський учений Дж. Скіапареллі (1835-1910), розглядаючи поверхню Марса в телескоп, помилково припустив, що побачена ним мережа тонких ліній є системою каналів, які постачали водою засушливі приекваторіальні райони планети. Насправді ж це велетенські каньйони та інші деталі рельєфу, які не мають нічого спільного зі штучно спорудженими водоносними каналами.

Найвеличнішим елементом поверхні Марса, поза сумнівом, є згаслий вулкан Олімп. Він, разом із трьома іншими велетенськими горами заввишки понад 19 км висоти, розташований на вулканічному плато Фарсіда. Діаметр підніжжя Олімпу близько 600 км, висота гори 27,4 км, а на вершині велетенський кратер розмірами 65x80 км. Олімп— найвища гора Сонячної системи.

З 1965 року Марс досліджують за допомогою радянських («Марси») й американських («Марінери» та «Вікінги») космічних апаратів. У травні 1974 року від «Марса-6» відділився блок і, здійснивши м'яку посадку на Марс, уперше в історії людства вивів на поверхню червоної планети наукові прилади для її вивчення.

Дослідження Марса космічними апаратами, зокрема найсучасніші (1997 рік, американський марсохід «Соджорнер»), дають негативну відповідь на питання про життя на цій планеті.

Марс має два природні супутники з відповідними для бога війни назвами — Фобос (страх) та Деймос (жах). Обидва — невеликі тіла неправильної форми. Розміри Фобоса 28 х 20 х 18 км, Деймоса — 16 х 12 х 10 км. Обидва супутники густо вкриті кратерами ударного походження. На Фобосі є доволі великий кратер Стікні діаметром 10 км. Відкриті супутники американцем А. Холлом (1829-1907) у серпні 1877 року.

Читайте також:

<== попередня сторінка	\|	наступна сторінка ==>
	\|	Команди пункту меню Вставка

Не знайшли потрібну інформацію? Скористайтесь пошуком google:

Генерація сторінки за: 0.017 сек.