ТОМСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ДОПУСТИТЬ К ЗАЩИТЕ:
реклама
Федеральное агентство по образованию РФ ТОМСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ Геолого-географический факультет Кафедра динамической геологии ДОПУСТИТЬ К ЗАЩИТЕ: Научный руководитель, профессор _______________********************* «____»___________________2007г. НОВЫЕ ДАННЫЕ О СТРОЕНИИ ПЛАНЕТ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ Курсовая работа Автор работы: Студент *** группы ___________________**************** «____»___________________2007г. Томск 2007 Содержание 1. Меркурий 1.1. Химический состав, физические условия и строение…………………………………………………………3 1.2. Строение Меркурия……………………………………...4 2. Венера 2.1. Химический состав, физические условия и строение…………………………………………………………4 3. Земля 3.1. Строение Земли………………………………………….5 3.2. Внутреннее строение……………………………….......6 3.3. Состав Земли…………………………………………......7 3.4. Развитие литосферы и рельефа………………………9 3.5. Геологическая история……………………………......10 4. Луна 4.1. Исследование Луны………………………………….....11 4.2. Строение и состав Луны………………………………..11 4.3. Степень перемешаности лунной почвы………….....12 4.4. Формы рельефа, встречающиеся на Луне…………12 5. Марс 5.1. Состав и внутреннее строение Марса………………13 5.2. На Марсе обнаружены осадочные породы…………13 5.3. Химический состав и физические условия Марса..14 6. Юпитер 6.1. Состав и исследование Юпитера……………………15 6.2. Строение Юпитера……………………………………..17 6.3. Строение спутника Юпитера – Европа……………..17 7. Сатурн 7.1. Состав и исследования Сатурна…………………….18 7.2. Строение Сатурна………………………………………19 8. Уран 8.1. Химический состав, физические условия и строение……………………………………………………….19 8.2. Уран изнутри……………………………………………..20 9. Нептун 9.1. Химический состав, физические условия и строение……………………………………………………….21 9.2. Строение планеты………………………………………21 10. Плутон 10.1. Химический состав, физические условия и строение……………………………………………………….21 10.2. Строение Плутона………………………………………21 11. Список литературы…………………………………………...22 2 МЕРКУРИЙ Химический состав, физические условия и строение Меркурия Более двух третей изученной поверхности планеты сформировалось очень давно, около 4-х млрд. лет назад. Эти области покрывает великое множество кратеров. Наиболее известная деталь поверхности - Равнина Зноя - имеет сильное сходство с круговыми морями на Луне. Возникновению Равнины предшествовало столкновение Меркурия с большим небесным телом, на раннем этапе геологической истории планеты. Равнина образовалась в результате истечения лавы из недр планеты после столкновения. Ее плоское дно окаймлено разломами и извилистыми гребнями гор. Диаметр равнины - 1 300 км (четверть диаметра планеты). В той части поверхности Меркурия, которая диаметрально противоположна Равнине Зноя, ударные волны, ставшие следствием ее образования, достигли наибольшей силы, вызвав сильные возмущения в коре, взломав ее и создав нагромождения ее частей. Эта область имеет размеры около 100 километров в поперечнике. Есть еще один типичный вид поверхностных образований: протяженные обрывы (уступы) высотой от нескольких сотен до 3 000 м. В некоторых местах они пересекают стенки кратеров и разделяют собою ничем не отличающиеся друг от друга участки поверхности. Как предполагают, они сформировались при сжатии планетарной коры в процессе охлаждения. Фотомозаика Меркурия по снимкам "Маринера 10" (1974-й год). Изображение Меркурия сконструировано из 18 снимков, сделанных с интервалом в 42 секунды "Маринером 10" во время пролета мимо планеты 29 марта 1974-го года. Север планеты - верхняя часть изображения. Экватор проходит справа налево в одной трети видимого размера планеты, если отсчитывать снизу. Равнина Зноя появляется вблизи терминатора слева в центре. Большие лучевые кратеры также видны на этом изображении Меркурия. Снимки сделаны с расстояния в 210 000 км. Повторимся, сказав еще раз, что период вращения планеты таков, что "сутки" на Меркурии продолжаются два "года". Это ведет к огромным температурным контрастам: в перигелии температура подсолнечной точки достигает 430° C, а ночные температуры опускаются до -170° C. Средняя плотность Меркурия почти равна плотности Земли. Меркурий имеет железное ядро, на долю которого приходится 70% массы и 75% общего диаметра планеты. Обнаружено и магнитное поле, по напряженности составляющее лишь около сотой части напряженности поля Земли, но его существование служит дополнительным доказательством существования металлического ядра. Высокие дневные температуры и небольшая масса планеты делают удержание ею атмосферы невозможным. Небольшие обнаруженные количества гелия, кислорода и натрия могли появиться в результате радиоактивного распада поверхностных пород или из-за захвата частиц солнечного ветра. Атмосферы на Меркурии почти нет, условия там никак не пригодны для жизни. Поверхность Меркурия напоминает лунную. Она покрыта кратерами, на ней есть образования, схожие с лунными морями. Лучшие изображения Меркурия получены американским "Маринером 10", выведенном на орбиту, двигаясь по которой, он трижды в 74-75-х годах с промежутками в 176 дней сближался с планетой и проводил ее фотографирование с разрешением деталей до 50-м. У Меркурия есть слабое магнитное поле и ни одного естественного спутника. 3 Строение Меркурия ВЕНЕРА Химический состав, физические условия и строение Венеры Венера - планета, ближе всех подходящая в движении своем к Земле. По своим размерам она схожа с Землей и так же обладает обширной атмосферой, хотя Венерианская воздушная оболочка куда как внушительнее Земной. 4 Давление вблизи поверхности планеты составляет около 95 атмосфер! Состоит эта атмосфера, в основном, из углекислого газа с примесями азота и кислорода. Углекислый газ является причиной явления, которое называется парниковым эффектом. Сущность явления состоит в том, что углекислый газ, пропуская солнечные лучи позволяет нагреваться поверхности и воздуху в близи нее, но это тепло он не выпускает обратно в космос. Из-за этого поверхность Венеры сильно разогрета. На Земле этот эффект также наблюдается, но масштабы его гораздо скромнее. Тонкая поверхностная кора когда-то делала Венеру самым активным небесным телом Солнечной системы, если говорить о поверхностях (у Солнца поверхности, напомним, нет). Радиолокационные наблюдения обнаружили на Венере множество вулканов и бывших лавовых рек. Маленьких кратеров ударного происхождения на Венере нет: мелкие метеорные тела сгорают в атмосфере планеты. Внутреннее строение Венеры аналогично внутреннему строению планет земной группы. Но тектонический стиль развития планет различен. Это сказывается на их строении и на толщине наружных слоев всех планет. Для исследования характера поверхности Венеры под толстым слоем облаков астрономы используют как межпланетные корабли, так и радиоволны. К Венере направлялись уже более 20 американских и российских космических кораблей - больше, чем к какой-либо другой планете. Первый российский корабль был раздавлен атмосферой. Однако в конце 1970-х - начале 1980-х гг. были получены первые фотографии, на которых видны образования из твердых пород - острые, покатые, осыпавшиеся, мелкая крошка и пыль, - химический состав которых был сходен с вулканическими породами Земли. В 1961 г. ученые послали к Венере радиоволны и приняли на Земле отраженный сигнал, измерив скорость вращения планеты вокруг своей оси. В 1983 г. на орбиту вокруг Венеры вышли космические корабли "Венера-15" и "Венера-16". Используя радар, они построили карту северного полушария планеты до параллели 30". Еще более подробные карты всей поверхности с деталями размером до 120 м получены в 1990 г. кораблем "Магеллан". С помощью компьютеров радиолокационную информацию превратили в изображения, похожие на фотографии, где видны вулканы, горы и другие детали ландшафта. "Магеллан" передал на Землю прекрасные изображения огромных венерианских кратеров. Они возникли в результате ударов гигантских метеоритов, прорвавшихся сквозь атмосферу Венеры на ее поверхность. Такие столкновения высвобождали жидкую лаву, заключенную внутри планеты. Некоторые метеориты взрывались в нижних слоях атмосферы, создавая ударные волны, которые образовывали темные круглые кратеры. Метеориты, проходящие сквозь атмосферу, летят со скоростью около 60000 км/ч. Когда такой метеорит ударяется о поверхность, твердая порода мгновенно превращается в раскаленный пар, оставляя в грунте кратер. Иногда лава после такого удара находит путь наверх и вытекает из кратера. Поверхность Венеры покрыта сотнями тысяч вулканов. Есть несколько очень больших: высотой 3 км и шириной 500 км. Но большая часть вулканов имеет 2-3 км в поперечнике и около 100 м в высоту. Излияние лавы на Венере происходит значительно дольше, чем на Земле. Венера слишком горяча для того, чтобы там были лед, дожди или бури, поэтому там не происходит существенных атмосферных воздействий (выветривания). А значит, вулканы и кратеры почти не изменились с тех пор, как они образовались миллионы лет назад. На фотографиях Венеры, сделанных с "Магеллана", мы видим такой древний ландшафт, какого не увидишь на Земле, - и все-таки он моложе, чем на многих других планетах и лунах. По-видимому, Венера покрыта твердыми породами. Под ними циркулирует раскаленная лава, вызывающая напряжение тонкого поверхностного слоя. Лава постоянно извергается из отверстий и разрывов в твердых породах. Кроме того, вулканы все время выбрасывают струи мелких капелек серной кислоты. В некоторых местах густая лава, постепенно сочась, скапливается в виде огромных луж шириной до 25 км. В других местах громадные пузыри лавы образуют на поверхности купола, которые затем опадают. На Земле геологам не просто выяснить историю нашей планеты, поскольку под воздействием ветра и дождя горы и долины постоянно подвергаются эрозии. Венера очень интересует ученых по той причине, что ее поверхность подобна древним ископаемым пластам. Детали ее ландшафта, обнаруженные "Магелланом", имеют возраст в сотни миллионов лет. Вулканы и потоки лавы сохраняются в неизменном виде на этой сухой планете, мир которой - ближайший к нашему. 5 ЗЕМЛЯ Строение Земли Большую часть поверхности Земли (до 71%) занимает Мировой океан . Средняя глубина Мирового океана - 3900 м. Существование осадочных пород, возраст которых превосходит 3,5 млрд. лет, служит доказательством существования на Земле обширных водоемов уже в ту далекую пору. На современных континентах более распространены равнины, главным образом низменные, а горы - в особенности высокие - занимают незначительную часть поверхности планеты, так же как и глубоководные впадины на дне океанов. Форма Земли, как известно близкая к шарообразной, при более детальных измерениях оказывается очень сложной, даже если обрисовать ее ровной поверхностью океана (не искаженной приливами, ветрами, течениями) и условным продолжением этой поверхности под континенты. Неровности поддерживаются неравномерным распределением массы в недрах Земли. Одна из особенностей Земли - ее магнитное поле, благодаря которому мы можем пользоваться компасом. Магнитный полюс Земли, к которому притягивается северный конец стрелки компаса, не совпадает с Северным географическим полюсом. Под действием солнечного ветра магнитное поле Земли искажается и приобретает "шлейф" в направлении от Солнца, который простирается на сотни тысяч километров. Внутреннее строение О внутреннем строении Земли, прежде всего, судят по особенностям прохождения сквозь различные слои Земли механических колебаний, возникающих при землетрясениях или взрывах. Ценные сведения дают также измерения величины теплового потока, выходящего из недр, результаты определений общей массы, момента инерции и полярного сжатия нашей планеты. Масса Земли найдена из экспериментальных измерений физической постоянной тяготения и ускорения силы тяжести. Для массы Земли получено значение 5,967•1024 кг. На основе целого комплекса научных исследований была построена модель внутреннего строения Земли. Твердая оболочка Земли - литосфера. Ее можно сравнить со скорлупой, охватывающей всю 6 поверхность Земли. Но эта "скорлупа" как бы растрескалась на части и состоит из нескольких крупных литосферных плит, медленно перемещающихся одна относительно другой. По их границам концентрируется подавляющее число землетрясений. Верхний слой литосферы - это земная кора, минералы которой состоят преимущественно из оксидов кремния и алюминия, оксидов железа и щелочных металлов. Земная кора имеет неравномерную толщину: 35-65 км на континентах и 6-8 км под дном океана. Верхний слой земной коры состоит из осадочных пород, нижний из базальтов. Между ними находится слой гранитов, характерный только для континентальной коры. Под корой расположена так называемая мантия, имеющая иной химический состав и большую плотность. Граница между корой и мантией называется поверхностью Мохоровича. В ней скачкообразно увеличивается скорость распространения сейсмических волн. На глубине 120-250 км под материками и 60-400 км под океанами залегает слой мантии, называемый астеносферой. Здесь вещество находится в близком к плавлению состоянии, вязкость его сильно понижена. Все литосферные плиты как бы плавают в полужидкой астеносфере, как льдины в воде. Более толстые участки земной коры, а так же участки, состоящие из менее плотных пород, поднимаются по отношению к другим участкам коры. В то же время дополнительная нагрузка на участок коры, например, вследствие накопления толстого слоя материковых льдов, как это происходит в Антарктиде, приводит к постепенному погружению участка. Такое явление называется изостатическим выравнивание. Ниже астеносферы, начиная с глубины около 410 км "упаковка" атомов в кристаллах минералов уплотнена под влиянием большого давления. Резкий переход обнаружен сейсмическими методами исследований на глубине около 2920 км. Здесь начинается земное ядро, или, точнее говоря, внешнее ядро, так как в его центре находится еще одно - внутреннее ядро, радиус которого 1250 км. Внешнее ядро, очевидно, находится в жидком состоянии, поскольку поперечные волны, не распространяющиеся в жидкости, через него не проходят. С существованием жидкого внешнего ядра связывают происхождение магнитного поля Земли. Внутреннее ядро, по-видимому, твердое. У нижней границы мантии давление достигает 130 ГПа, температура там не выше 5000 К. В центре Земли температура, возможно, поднимается выше 10 000 К. Состав Земли Землю, конечно, можно изучать без помощи космического корабля. Однако только в двадцатом столетии мы получили карту всей планеты. Изображения планеты, принимаемые из космоса, имеют важное значение. Например, они помогают в прогнозировании погоды и особенно в отслеживании и предсказании ураганов. И еще они необычайно красивы. Можно выделить несколько отдельных слоев Земли, у которых есть свои определенные химические и сейсмические характеристики (толщина в км): 1 - 40 Кора 40 - 400 Верхняя мантия 400 - 650 Переходная область 650 - 2890 Нижняя мантия 2890 - 5150 Внешнее ядро 5150 - 6378 Внутреннее ядро Изменения коры значительны по толщине. Под океанами она более тонкая, чем под континентами. Внутреннее ядро и кора твердые, внешнее ядро и слои мантии полужидкие. Различные уровни отделяются друг от друга неоднородностями, которые хорошо определяются сейсмическими данными; наиболее известная из них - неоднородность Мохоровичича, располагающаяся между корой и верхней мантией. Большая часть массы Земли заключена в мантии; основная часть оставшейся массы приходится на в ядро, а масса той части, на которой мы обитаем, составляет крошечную долю от всей массы (масса в кг•1024): Атмосфера 0,0000051 Океаны 0,0014 7 Кора 0,026 Мантия 4,043 Внешнее ядро 1,835 Внутреннее ядро 0,09675 Ядро, вероятно, состоит в основном из железа (или никеля и железа), хотя возможно присутствие и некоторых более легких элементов. Температура в центре ядра может достигать 7500 K, а это больше, чем температура поверхности Солнца. Нижняя мантия состоит из обычного кремния, магния и кислорода с небольшим количеством железа, кальция и алюминия. Верхняя мантия - это большей частью оливин и пироксен (железо-магниевые силикаты), кальций и алюминий. Эти данные мы получили только благодаря сейсмическим методам; образцы из верхней мантии достигают поверхности в виде вулканической лавы, но большая часть Земли для нас недостижима. Кора - это прежде всего кварц (кремниевая двуокись) и другие силикаты типа полевого шпата. Химический состав Земли (по массе) следующий: Железо 34,6% Кислород 29,5% Кремний 15,2% Магний 12,7% Никель 2,4% Сера 1,9% Титан 0,05% Другие планеты земной группы, возможно, имеют подобные структуры и составы с некоторыми отличиями: у Луны маленькое ядро; у Меркурия очень большое ядро относительно диаметра планеты; мантии Марса и Луны намного более толстые; у Луны и Меркурия нет отчетливой с химической точки зрения коры; Земля - единственная планета с отчетливо определяемым внутренним и внешним ядром. Обратите внимание, однако, что наши знания относительно внутреннего строения планет носят теоретический характер даже для Земли. Земля - самое плотное тело Солнечной системы. Земная поверхность очень молода. В относительно короткий (по астрономическим стандартам) период в 500 000 000 лет эрозия и тектонические процессы разрушили и создали заново большую часть поверхности Земли, уничтожив тем самым почти все следы ранней геологической поверхности (типа кратеров, появившихся в результате столкновений). Возраст Земли - от 4.5 до 4.6 миллиардов лет, а возраст самых старых известных камней - приблизительно 4 миллиарда лет. Самые старые окаменелости живых организмов имеют возраст меньше чем 3.9 миллиардов лет. На 71% Земная поверхность покрыта водой. Земля - единственная планета, на которой вода может существовать в жидком виде на поверхности (хотя, возможно, на поверхности Титана есть жидкий этан или метан и жидкая вода под поверхностью Европы - спутника Юпитера). Жидкая вода, как мы знаем, необходима для жизни. Способность океанов сохранять тепло также очень важна в поддержании относительно устойчивой температуры Земли. Жидкая вода также ответственна за эрозию и выветривание континентов Земли - процесс, уникальный в солнечной системе сегодня (хотя, возможно, это произошло в прошлом на Марсе). Атмосферу Земли составляет азот - на 77 %, кислород - 21 % со следами аргона, двуокиси углерода и воды. Когда Земля только формировалась, в ее атмосфере, возможно, было очень большее количество двуокиси углерода, но к нынешнему времени большая его часть уже входит в состав карбонатных горных пород, немного меньший его объем содержится в растворенном виде в океанах и остальная часть использовалась и используется растениями для жизни. Очень малое количество присутствующей сейчас в атмосфере двуокиси углерода чрезвычайно важно для поддержания поверхностной температуры Земли через парниковый эффект. Парниковый эффект поднимает среднюю поверхностную температуру приблизительно на 35° C выше той температуры, которая была бы без него; океаны были бы заморожены и жизнь была бы невозможна. Присутствие свободного кислорода совершенно замечательно с химической точки зрения. 8 Кислород в атмосфере Земли производится и поддерживается биологическими процессами. Без жизни не было бы в атмосфере и свободного кислорода. Взаимодействие Земли и Луны замедляет вращение Земли примерно на 2 миллисекунды в столетие. Исследования показывают, что 900 миллионов лет назад год состоял из 481 18-часового дня. У Земли умеренное магнитное поле, производимое электрическими токами в ядре. Взаимодействие солнечного ветра, магнитного поля Земли и верхних слоев атмосферы Земли вызывает полярные сияния. Нарушения в этих явлениях заставляют магнитные полюса перемещаться относительно поверхности Земли; северный магнитный полюс в настоящее время находится в северной Канаде. Магнитное поле Земли и его взаимодействие с солнечным ветром также производит радиационные пояса Ван Аллена - пару колец ионизированного газа (или плазмы). Внешний пояс простирается на высоте от 19 000 км до 41 000 км; внутренний пояс располагается на высоте от 7 000 км до 13 000 км. У Земли только один естественный спутник - Луна, но на орбиту Земли были выведены еще тысячи малых искусственных. Астероид 3753 (1986 ТО) имеет сложную орбитальную связь с Землей; он не является нашей луной, его называют термином "компаньон". Развитие литосферы и рельефа Уже в начале геологической истории (с появлением на земной поверхности огромных масс воды и с началом действия глобального климатического круговорота воды) экзогенные геологические и геоморфологические процессы встали весьма схожими с современными. Это наложило отпечаток и на тектонические процессы, в которых стали принимать участие осадочные породы, отсутствовавшие до того времени на поверхности Земли. В начале геологического времени еще весьма активно протекали процессы вулканизма, регионального метаморфизма и гранитизации. Наряду с магматическими процессами и метаморфизмом широкое распространение получило осадкообразование, мощное накопление осадочных и вулканогенных толщ, а в фазы кульминации тектонических напряжений - и складкообразование. Уже в архее начинает проявляться геосинклинальный процесс. В результате его действия, включающего в себя складчатость, метаморфизм и гранитизацию, происходила консолидация обширных областей земной коры. Она сопровождалась увеличением масс горных пород гранитного слоя материковой коры, возрастанием ее мощности и поднятием поверхности над уровнем моря. Геосинклинальный процесс - это сложный многофазовый цикличный тектонический процесс, дифференцированный на две основные стадии: собственно геосинклинальную и орогенную. Первая стадия - это интенсивное прогибание поверхности и накопление мощных осадочных и вулканогенных пород. Образование на месте прогиба горных вовышенностей, нередко высокогорного облика, дало основание назвать вторую стадию геосинклинального процесса орогенной стадией. Соответственно и геосинклинальный пояс получает "переименование": во второй стадии своей эволюции он называется орогенным поясом (т. е. горным поясом). Одновременно к нему применим и термин "складчатый пояс". Это название сохраняется за ним и для последующей фазы разрушения гор, поскольку основная масса слагающих пояс пород представлена складчатыми комплексами. Таким образом, развитие геосинклинали, т. е. формирование геосинклинальной тектонической структуры - основного элемента материковой коры, находится в неразрывной связи с эволюцией рельефа. Современное состояние Земли характеризуется высокой тектонической (вулканической) активностью. Правда, по сравнению с ранней историей и археем, когда в огромных масштабах происходило расплавление вещества недр, современный вулканизм имеет меньший масштаб. Тем не менее он активно проявляется во всех действующих геосинклиналях, а отчасти и на платформах. Весьма интенсивный вулканизм и магматизм в целом присущи и срединноокеаническим хребтам. Начиная с мезозоя большая тектоническая активность захватила и океаническую кору. В осевых 9 зонах океанов образовались глубинные разломы типа рифтов, имеющих тенденцию к расширению. Возникли срединно-океанические хребты, образовавшие глобальную систему общей протяженностью более 60 тыс. км. В настоящее время современную структуру земной коры материков рассматривают как результат действия геосинклинального процесса. Различие отдельных частей материковой коры определяется возрастом их консолидации, т. е. проявлением заключительной фазы геосинклинального развития. И геосинклинальный процесс, и другие, прежде всего экзогенные, процессы в ходе времени не оставались неизменными, а претерпевали эволюцию, обусловленную, в частности, появлением и развитием на Земле нового природного компонента и одновременно мощного фактора органического мира и, наконец, человека. Последний из семи основных тектонических этапов развития земной коры называют мезокайнозойским, континентально-океаническим этапом, он охватывает 250 млн. лет. Это небольшой отрезок истории Земли, и особенность его в том, что наряду с продолжающимся геосинклинальным развитием материков, а отчасти и океана в движение пришла и литосфера океанических впадин. Геологическая история Геологическое время эволюции Земли это принципиально новый период развития нашей планеты в целом, особенно ее коры и природной среды. Как только температура опустилась ниже 100° С, состояние воды, которая находилась в атмосфере в виде горячего пара, изменилось. Водяные пары атмосферы, а в них была сосредоточена практически вся гидросфера Земли, почти целиком превратились в жидкость, наиболее активное состояние воды по сравнению с ее газовой и твердой фазами. Сухая до того времени Земля стала необычайно обводненной. Сформировались поверхностный и грунтовый стоки, возникли водоемы, и, наконец, океаны. Начался круговорот воды в природе. На заре геологической истории существовали обширные водоемы - моря и, вероятно, какие-то первоначальные океаны. В 1973 г. геологи Оксфордского университета обнаружили в югозападной части Гренландии бурый железняк возрастом 3,76 млрд. лет (± 70 млн. лет). Бурый железняк - осадочная порода, сформировавшаяся в водном бассейне. Еще раньше те же геологи вместе с сотрудниками Управления геологической съемки Гренландии обнаружили в 1971 г. метаморфизованные осадочные породы возрастом 3,98 млрд. лет. Факт обнаружения осадочных пород такого древнего возраста трудно переоценить. Это означает, что временной рубеж между ранней и геологической историей проходит где-то около 4 млрд. лет назад. Следовательно, на всю раннюю историю Земли остается всего 0,6 млрд. лет. Если помимо внешней сферы Земли расплавлялась и центральная область, то на планете могли образоваться океаны, близкие по объему современным. После охлаждения земной поверхности до температуры ниже 100° С на ней образовалась огромная масса жидкой воды, которая представляла собой не простое скопление неподвижных вод, а находящихся в активном глобальном круговороте. Несмотря на эволюцию этого круговорота в ходе времени, основные особенности его сохранились неизменными. В структурном отношении круговорот, как и в настоящее время, распадался на звенья: атмосферное (испарение, перенос влаги, осадки), литосферное (поверхностный и подземный стоки) и океаническое. В процессе функционирования круговорота воды в природе происходит поглощение солнечной энергии и распределение ее по земному шару. Вода благодаря своей необычайной подвижности и химической активности вступает во взаимодействие с природными компонентами, способствуя их взаимосвязям, чем и обеспечивает формирование того глобального природного комплекса, который в настоящее время называется географической оболочкой. 10 ЛУНА Исследование Луны Первым человеком, посмотревшим на Луну в телескоп, был Галилей. Ему же, соответственно, принадлежит и открытие лунных гор и кратеров. Это открытие теперь каждый может повторить с помощью простого бинокля. Луна начала изучаться автоматическими станциями еще до появления человека в космосе. 4-го октября 1959-го года советская автоматическая станция "Луна 3" впервые сфотографировала обратную сторону Луны, на которой почти не оказалось морей. Советская же станция "Луна 9" 31-го января 1966-го года первой совершила удачную мягкую посадку на Луну в Океане Бурь, западнее кратеров Рейнер и Марат. Были произведены снимки Луны с разных высот и круговая панорама на самой поверхности. "Луна 10" первой стала искусственным спутником Луны 3 апреля 1966-го года, оставаясь им в течение 57-ми дней. Другая советская станция "Луна 16 "первой доставила образцы лунного грунта на Землю 24-го сентября 1970-го года. Станцией "Луна 17", запущенной 10-го ноября 1970-го года, на Луну был доставлен самоходный аппарат "Луноход 1", представлявший собой комплексную лабораторию. Аппарат проделал по поверхности спутника Земли путь длиною 10 540 метров. "Луноход 2" был доставлен 16-го января 1973-го года станцией "Луна 21". По восточному краю Моря Ясности самоходный аппарат прошел маршрут, протяженностью 37 км. Последней "Луной" была "Луна 24", в августе 1976-го года доставившая на Землю двухметровую колонку лунного грунта. 4 отечественных станции типа "Зонд" проводили разнообразные исследования в окололунном пространстве и возвращались на Землю. Американцы отправили к Луне около 30 аппаратов. 4 первых "Пионера" неизменно друг за другом в августе-декабре 1958-го года отклонялись от расчетных траекторий и не выполняли поставленных задач. С 1962-го по 1965-й годы к Луне были направлены семь аппаратов "Рейнджер", три из которых достигли-таки Луны и передали фотоснимки поверхности. С 1966-го по 1968-й годы на орбиту вокруг нашего естественного спутника были выведены пять станций "Лунар-Орбитер" и две станции "Эксплорер". Для посадки на Луну проводились в то же время запуски семи аппаратов "Сервейр". Кроме того, были запущены 17 "Аполлонов", 6 из которых доставили на Луну астронавтов, проведших там уникальные исследования. Первым человеком на Луне стал Нил Армстронг, командир "Аполлона 11". После 74-го года изучение Луны почти прекратилось. В 1994-м, однако, американский аппарат "Климентина" возобновил исследования нашего спутника, сделав, в том числе, около 3 млн. фотографий и предположительно открыл на Луне воду. Строение и состав Луны Плотность лунных пород составляет в среднем 3,343 г/см3, что заметно уступает средней плотности для Земли (5,518 г/см3). Это различие связано главным образом с тем, что уплотнение вещества с глубиной проявляется на Земле значительно заметнее, чем на Луне. Имеются и различия в минералогическом составе лунных и земных пород: содержание оксидов железа в лунных базальтах на 25%, а титана - на 13% выше, чем в земных. "Морские" базальты на Луне отличаются повышенным содержанием оксидов алюминия и кальция и относительно более высокой плотностью, что связывают с их глубинным происхождением. Для исследования строения Луны использовались сейсмические методы. В настоящее время 11 картина этого строения разработана довольно детально. Принято считать, что недра Луны можно разделить на пять слоев. Поверхностный слой - лунная кора (ее толщина меняется от 60 км на видимой с Земли половине Луны до 100 км - на невидимой) - имеет состав, близкий к составу "материков". Под корой располагается верхняя мантия - слой толщиной около 250 км. Еще глубже - средняя мантия толщиной порядка 500 км; полагают, что именно в этом слое в результате частичного выплавления формировались "морские" базальты. На глубинах порядка 600-800 км располагаются глубокофокусные лунные сейсмические очаги. Нужно, однако, отметить, что естественная сейсмическая активность на Луне невелика. На глубине около 800 км кончается литосфера (твердая оболочка) и начинается лунная астеносфера - расплавленный слой, в котором, как и в любой жидкости, могут распространяться только продольные сейсмические волны. Температура верхней части астеносферы порядка 1200 К. На глубине 1380-1570 км происходит резкое изменение скорости продольных волн - здесь проходит граница (довольно размытая) пятой зоны - ядра Луны. Предположительно, это относительно небольшое ядро (на его долю приходится не более 1% массы Луны) состоит из расплавленного сульфида железа. Поверхностный довольно рыхлый слой Луны состоит из пород, раздробленных постоянным потоком падающих на нее твердых тел - от микрометеоритов и пыли до крупных частиц многотонных метеоритов и астероидов. Над поверхностью Луны газовая атмосфера как таковая отсутствует, так как не может удерживаться Луной вследствие ее малой массы. В результате даже легчайшие атомы при средних тепловых скоростях способны преодолевать притяжение Луны. Поэтому плотность газа над Луной по крайней мере на 12 порядков меньше плотности приземной атмосферы (хотя и заметно выше плотности межзвездного газа). Степень перемешанности лунной почвы Как уже говорилось в предыдущем разделе, поверхность Луны постоянно подвергается микровоздействиям метеорных тел. За миллионы лет эти процессы не могли не перемешать слои лунной почвы. Однако, статья в Science News (Anon, 1971, с.62) сообщает о следующий результатах анализа лунной почвы: "Новое исследование показало, что верхние слои висмута и кадмия оставались на поверхности 15 миллионов лет. Если почва Луны постоянно взрыхляется множеством мини-толчков, то ее слои должны быть перемешаны гораздо сильнее". Формы рельефа, встречающиеся на Луне Тип образований рус. / лат. Болото / Palus Борозда / Rima Горы / Mons Гряда / Dorsum Долина / Vallis Залив / Sinus Кратер / Crater Море / Mare Мыс / Promontorium Озеро / Lacus Океан / Oceanus Равнина / Planitia Сброс / Rupes Цепочка / Catena Определение Пониженная область, менее темная, чем море Длинная, узкая, неглубокая линейная депрессия Крупная возвышенность Линейная возвышенность неправильной формы Извилистая ложбина Часть моря, вдающаяся в материк Кольцевая депрессия, окруженная валом Темная пониженная область Часть материка, вдающаяся в море Темная пониженная область меньших размеров Обширная темная пониженная область Ровная низменная область Уступо- или обрывообразная форма Цепочка кратеров 12 МАРС Состав и внутреннее строение Марса Химический состав Марса типичен для планет Земной группы, хотя, конечно, существуют и специфические отличия. Здесь также происходило раннее перераспределение вещества под воздействием гравитации, на что указывают сохранившиеся следы первичной магматической деятельности. По-видимому, имеющее относительно низкую температуру (около 1300 К) и низкую плотность, ядро Марса богато железом и серой и невелико по размерам (его радиус порядка 800-1000 км), а масса - около одной десятой всей массы планеты. Формирование ядра, согласно современным теоретическим оценкам, продолжалось около миллиарда лет и совпало с периодом раннего вулканизма. Еще такой же по длительности период заняло частичное плавление мантийных силикатов, сопровождавшееся интенсивными вулканическими и тектоническими явлениями. Около 3 млрд. лет назад завершился и этот период, и хотя еще по крайней мере в течение миллиарда лет продолжались глобальные тектонические процессы (в частности, возникали огромные вулканы), уже началось постепенное охлаждение планеты, продолжающееся и поныне. Мантия Марса обогащена сернистым железом, заметные количества которого обнаружены и в исследованных поверхностных породах, тогда как содержание металлического железа заметно меньше, чем на других планетах Земной группы. Толщина литосферы Марса - несколько сотен км, включая примерно 100 км ее коры. На Марсе обнаружены осадочные породы Новые снимки поверхности Марса, полученные орбитальной станцией Mars Global Surveyor в декабре 2000 года, показывают слои осадочных пород, которые, вероятно, сформировались под водой в далеком прошлом. Группа специалистов, занимающихся исследованиями снимков Марса, получаемых станцией Mars Global Surveyor, считает, что эти слои осадочных горных пород говорят о том, что когда-то поверхность Марса была покрыта многочисленными озерами и мелкими морями. В марсианских кратерах отчетливо видны ряды отложений, которые вряд ли могли сформироваться без участия воды. Такие слоистые структуры горной породы широко распространены на Земле в тех местах, где когда-либо были озера. На фотографиях видна западная часть глубокого ущелья большого марсианского каньона Valles Marinaris. Однородная, повторяющаяся структура позволяет предположить, что осаждение происходило регулярно. Такие же структуры, найденные на Земле, обычно являются результатом длительного осадочного наслоения пород, происходящего под водой. Области, покрытые осадочными слоями, рассеяны по всей поверхности Марса. В основном они располагаются в пределах кратеров, таких, как Western Arabia Terra, Terra Meridiani, Hellas и в расщелинах большого каньона Valles Marineris. Ученые сравнивают эти наслоения со сходными земными структурами на юго-западе США, такими как Большой Каньон и пустыня Painted Desert в Аризоне. Исследователи не исключают и другой вариант образования слоистых структур. В далеком прошлом на Марсе была более плотная атмосфера с большим количеством пыли. Частые пылевые 13 бури могли привести к образованию таких структур, похожих на окаменелые осадочные отложения. Необходимо продолжать исследования для того, чтобы решить загадку их происхождения. В то время как многие из слоистых отложений в кратерах и расщелинах на Марсе выглядят ступенчатыми утесами, состоящими из сходных материалов, другие наслоения имеют гладкие, округлые очертания с чередующимися светлыми и темными полосами. Примером этому может служить южный кратер Holden Crater шириной 141 км. С юго-западной стороны к нему примыкает долина Uzboi Vallis. Неподалеку от этой долины в кратере камеры станции Mars Global Surveyor запечатлели округлые наклонные структуры, состоящие из чередующихся светлых и темных полос. Химический состав и физические условия Марса Атмосфера на Марсе разрежена, так как Марс не способен долго удерживать возле себя молекулы газов. В отдаленном будущем, атмосфера, видимо, совсем растворится в пространстве. А в настоящий момент ее давление у поверхности в лучшем случае составляет лишь один процент от нормального земного атмосферного давления. Однако втрое меньшая сила тяжести на поверхности Марса позволяет даже такому разреженному воздуху поднимать миллионы тонн пыли. Пылевые бури на красной планете - не редкость. Астрономы, стремящиеся что-либо с Земли разглядеть на Марсе, борются уже с двумя атмосферами. Пылевые бури в марсианской атмосфере иногда могут бушевать месяцами. Состоит же эта марсианская воздушная накидка, в основном, из углекислого газа, с незначительными примесями водяных паров и кислорода. На Марсе, из-за низкого давления, не может быть жидкой воды. Она там присутствует либо в газообразном состоянии либо в виде льда. Замерзающие углекислый газ и водяной пар образуют полярные шапки, размер которых с движением Марса по орбите меняется. На Марсе происходит смена времен года, по тем же причинам, что и на Земле. Зимой в Северном полушарии полярная шапка растет, а в Южном почти исчезает: там лето. Через полгода полушария меняются местами. Однако, южная шапка зимой разрастается до половины расстояния полюс-экватор, а северная только до трети. Почему же так неравноправно распределены роли? Так как орбита Марса весьма вытянута, то один и тот же сезон в разных полушариях Марса протекает по-разному. В южном полушарии планеты зима более холодная, а лето - более теплое. Летом Южного полушария Марс проходит ближайший к Солнцу участок своей орбиты, а зимой - самый удаленный. С Землей, кстати, происходит то же самое. Интересно, что и наклоны осей вращения планет к плоскости орбит почти равны, а сутки различаются лишь на несколько минут. Из неравенства полярных шапок в зимнее время года ученые сделали вывод о том, что зимой Южного полушария в полярной шапке связано больше углекислого газа, и давление в атмосфере Марса падает. Весной южная шапка тает, начинает расти северная, но оставляет атмосфере больше углекислого газа, и ее давление растет. С движением Марса по орбите давление его атмосферы сильно меняется. Небо на Марсе желтое или красноватое, из-за взвешенной в атмосфере пыли, рассеивающей свет. Это видно и на снимках, переданных спускаемыми аппаратами. Температура на поверхности планеты может колебаться от +25°С до -125°С. Атмосфера Марса является плохим защитником от холодного космоса. Поверхность Марса имеет красноватый цвет из-за значительного количества примесей окислов железа. В целом, южное полушарие планеты в большей степени покрыто кратерами. Неведомая катастрофа, возможно, стерла почти все следы древних кратеров к северу от экватора. На Марсе раньше текли реки, от которых остались лишь сухие русла. Кроме этих ископаемых рек, на поверхности Марса есть высокие вулканы, один из которых - Олимп - высочайшая гора в Солнечной системе, его высота - 28 км. Планета изобилует именно щитовыми вулканами, образованными застывшими потоками лавы. Такие вулканы имеют очень пологие склоны и основания большой площади. В прошлом, Марс проявлял завидную вулканическую активность. На Марсе также засняты песчаные дюны, гигантские каньоны и разломы, метеоритные кратеры. Кроме воздействия ударов метеоритов, поверхность Красной планеты подвержена влиянию атмосферы и, пусть мало активной, гидросферы. На Марсе имеет место выветривание, пусть и не столь ощутимое, как на Земле. На Марсе присутствуют осадочные породы. Выветривание в 14 прошлые времена, видимо, было заметнее, подкреплялось действием некогда существовавшей жидкой воды, более высокими температурами и атмосферным давлением. Некоторые разломы поверхности планеты - следствие тектонической активности Марса в далеком прошлом. Сброс, порожденный эрозией во времена, когда на Марсе еще было довольно много воды (снимок "Маринера 9"). У Марса есть слабое магнитное поле, в 800 раз уступающее по напряженности земному. Это наводит на мысль о том, что у планеты есть хотя бы частично расплавленное металлическое ядро. По предварительным оценкам, диаметр ядра Марса составляет половину всего диаметра планеты. ЮПИТЕР Состав и исследование Юпитера Первым кораблем, летавшим к Юпитеру в 1973 году, был Pioneer 10, а позже это были Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 и Ulysses. Космический корабль Galileo в настоящее время находится на постоянной орбите вокруг Юпитера и будет присылать получаемые данные по крайней мере еще следующие два года. До 2002 года. Газовые планеты, к которым относится Юпитер, не имеют твердой поверхности, их газообразный материал просто становится более плотным с глубиной (радиусы и диаметры для таких планет определяются по уровням, соответствующим давлению в 1 атмосферу). Так что когда мы смотрим на такую планету, мы видим верхние слои облаков. Юпитер состоит приблизительно на 90% из водорода и на 10% из гелия (по числу атомов и в соотношении 75/25 % по массе) со следами метана, воды, аммиака. Этот состав очень близок к составу исконной Солнечной Туманности, из которой сформировалась вся Солнечная система. Подобный состав и у Сатурна, а в состав Урана и Нептуна входит намного меньше водорода и гелия. Наши знания относительно внутреннего строения Юпитера (и других газовых планет) носят косвенный характер и, вероятно, еще долго останутся таковыми. Атмосферный зонд Галилео передал данные о составе атмосферы всего на глубине 150 км. ниже верхних слоев облаков. Юпитер, возможно, имеет ядро из твердого материала, масса которого составляет примерно от 10 до 15 масс Земли. Выше ядра находится основной объем планеты в форме жидкого металлического водорода. Эта экзотическая форма возможна только при давлениях, превышающих 4 миллиона бар. Жидкий металлический водород состоит из ионизированных протонов и электронов (как внутри Солнца, но при более низкой температуре). При такой температуре и давлении, как у Юпитера, водород внутри него - жидкость, а не газ. Он является электрическим проводником и источником магнитного поля Юпитера. Этот водородный слой, возможно, также содержит некоторое количество гелия. Наиболее удаленный от ядра слой состоит прежде всего из обычного молекулярного водорода и гелия, которые находятся в жидком состоянии внутри и постепенно переходят в газообразное снаружи. Атмосфера, которую мы видим - только самая верхняя часть этого глубокого уровня. Также присутствуют, но в крошечных количествах, вода, двуокись углерода, метан и другие простые молекулы. Как полагают, существует три отчетливо выделяемых слоя облаков: из замороженного аммиака, гидросульфида аммония и смеси льда и воды. Данные атмосферного зонда Galileo также показывают значительно меньшее количество воды, чем ожидали. На Юпитере и других газовых планетах существуют полосы, ограниченные по широте, внутри которых дуют ветры с очень высокими скоростями, причем их направления противоположны в смежных полосах. Небольшой разницы в химическом составе и температуре между этими областями достаточно для того, чтобы они выглядели как цветные полосы, которые мы видим на изображениях этих планет. Светлые полосы называются зонами, темные - поясами. Полосы были известны некоторое время на Юпитере, но вихри на границе между полосами были впервые замечены благодаря наблюдениям на Voyager. Согласно данным зонда Galileo обнаружено, что 15 скорость ветра оказалась гораздо выше ожидаемой (больше чем 400 миль в час), и эти потоки простираются на всю глубину атмосферы, на которую был способен опуститься зонд; они могут проникать на тысячи километров внутрь планеты. Оказалось, что атмосфера Юпитера высоко турбулентна. Яркие цвета, видимые в облаках Юпитера, являются результатом протекания различных химических реакций элементов, присутствующих в атмосфере, возможно, включая серу, наличие которой может давать широкий спектр цветов, но подробности пока не известны. Цвета соотносятся с высотой облаков: синие - самые низкие, сопровождаемые коричневым и белыми, самые высокие - красные. Иногда мы можем наблюдать нижние уровни через разрывы в верхних слоях облаков. Большое Красное Пятно было замечено земными наблюдателями более чем 300 лет назад (открытие обычно приписывается Кассини, или Роберту Хуку, в 17 столетии). Оно имеет размеры 12 000 на 25 000 км - достаточно для того, чтобы вместить две такие планеты, как Земля. Другие меньшие подобные пятна наблюдались в течение десятилетий. Инфракрасные наблюдения и направление его вращения указывают, что это пятно - область высокого давления, над которой верхние слои облаков располагаются значительно выше и они более холодные, чем над окружающими областями. Подобные структуры были замечены на Сатурне и Нептуне. Не известно, как такие структуры могут сохраняться для так долго. Юпитер излучает в космос большее количество энергии, чем получает от Солнца. Внутри Юпитера - горячее ядро, температура которого составляет приблизительно 20 000 K. Теплота генерируется механизмом Кельвина - Гельмгольца, за счет медленного гравитационного сжатия планеты. Юпитер не производит энергию ядерным синтезом, как Солнце; он слишком мал, и его внутренняя температура слишком холодна для того, чтобы запустить ядерные реакции. Эта внутренняя теплота, возможно, вызывает конвекцию глубоко в жидких слоях Юпитера, вследствии чего мы наблюдаем сложные движения в верхних слоях облаков. Сатурн и Нептун подобны Юпитеру в этом отношении, но Уран, как ни странно, нет. Юпитер имеет огромное магнитное поле, намного более сильное, чем у Земли. Магнитосфера тянется больше чем на 650 миллионов км - за орбиту Сатурна! Обратите внимание, что магнитосфера Юпитера далека от сферической - она тянется на несколько миллионов километров в направлении к Солнцу. Спутники Юпитера, следовательно, находятся в пределах его магнитосферы, что может частично объяснять активность на Ио. К сожалению для будущих космических путешественников и проектировщиков космических кораблей Voyager и Galileo, окружающая среда вокруг Юпитера содержит высокие уровни энергетических частиц, захваченных магнитным полем Юпитера. Эта радиация подобна найденной в пределах Радиационных поясов Ван Аллена Земли, но намного более интенсивна, она гибельна для незащищенного человека. У Юпитера есть кольца, подобно Сатурну, но намного более слабые. В отличие от Сатурна, кольца Юпитера - темные (альбедо приблизительно 0.05). Они состоят из очень мелких частиц горных пород. Также в отличие от колец Сатурна они не содержат льда. В июле 1994 года комета Шумахера-Леви столкнулась с Юпитером. Последствия были ясно видны даже в любительские телескопы. Обломки, оставшиеся от столкновения, можно было наблюдать еще почти целый год. Юпитер часто является самой яркой "звездой" нашего неба, уступая по яркости только Венере, которая редко видна в темном небе. Четыре его спутника легко можно увидеть в бинокль; несколько полос и Большое Красное Пятно можно наблюдать с помощью небольшого телескопа. Вращение Юпитера постепенно замедляется из-за приливного торможения, производимого на него его большими спутниками. Те же самые приливные силы изменяют орбиты лун, вынуждая их очень медленно отдаляться от Юпитера. 16 Строение Юпитера Строение спутника Юпитера – Европа 17 САТУРН Состав и исследования Сатурна Сатурн был известен с доисторических времен. Галилей первым наблюдал его в телескоп в 1610 году. Ранние наблюдения Сатурна были усложнены предположением, согласно которому Земля проходит через плоскость колец Сатурна каждые несколько лет, когда Сатурн пересекает ее орбиту. Только в 1659 году Кристиан Гюйгенс правильно вывел геометрию колец. Кольца Сатурна оставались уникальными для Солнечной системы до 1977 года, когда были обнаружены очень слабые кольца вокруг Урана и вскоре после этого вокруг Юпитера и Нептуна. Первым кораблем, летавшим к Сатурну, был Pioneer 11 в 1979 году, и позднее - Voyager, 1 и Voyager 2. Cassini, который сейчас находится на пути к нему, прибудет туда в 2004 году. Даже в малый телескоп можно заметить, что Сатурн явно сплющен; его экваториальный и полярный диаметры различаются почти на 10 % (120,536 км и 108,728 км). Это - результат быстрого вращения и жидкого состояния. Другие газовые планеты тоже сплющены, но не так сильно. Сатурн имеет самую низкую плотность среди всех планет, его удельный вес составляет всего 0.7 меньше, чем у воды. Подобно Юпитеру, Сатурн состоит приблизительно на 75 % из водорода и на 25 % из гелия со следами воды, метана, аммиака и камня, что соответствует составу исконной Солнечной Туманности, из которой была сформирована Солнечная система. По своему внутреннему строению Сатурн подобен Юпитеру и состоит из скалистого ядра, жидкого металлического водородного слоя и молекулярного водородного слоя. Присутствуют также следы различных льдов. Внутри Сатурна - горячее ядро с температурой 12000 K, и он излучает в космос большее количество энергии, чем получает от Солнца. Основная часть дополнительной энергии сгенерирована механизмом Келвина - Гельмгольца, как в Юпитере. Но этого недостаточно, чтобы объяснить видимую яркость Сатурна; должен присутствовать некоторый дополнительный механизм внутри Сатурна. Полосы, так выделяющиеся на Юпитере, на Сатурне намного более слабые. Они намного более широки ближе к экватору. У Сатурна также существуют долговечные пятна и другие особенности, общие с Юпитером. Два основных кольца (А и B) и одно слабое кольцо (C) могут наблюдаться с Земли. Промежуток между кольцами А и B известен как раздел Cassini. Изображения Voyager показывают четыре дополнительных слабых кольца. Кольца Сатурна, в отличие от колец других планет, являются очень яркими (альбедо 0.2 - 0.6). Хотя с Земли кольца выглядят непрерывными, фактически они состоят из бесчисленных малых частичек, каждая из которых имеет свою собственную независимую орбиту. Расстояние между ними колеблется от сантиметра до нескольких метров. Кольца Сатурна необычайно тонки: хотя их диаметр - 250,000 км или чуть больше, их толщина составляет 1.5 км. Они состоят в основном из льда и частиц горных пород, покрытых ледяной коркой. Наиболее удаленное кольцо Сатурна, называемое F-кольцом, является сложной структурой, составленной из отдельных малых колец, вдоль которых видны "узлы". Эти узлы состоят из скоплений материала, составляющего кольца. Происхождение колец Сатурна и других планет неизвестно, возможно, они возникли путем разрушения больших спутников. Кольцевые системы не устойчивы, они должны восстанавливаться постоянно продолжающимися процессами. Как и другие планеты группы Юпитера, Сатурн имеет значительное магнитное поле. Сатурн легко увидеть в ночном небе невооруженным глазом. Хотя он не такой яркий, как Юпитер, его просто идентифицировать как планету, так как он не "мерцает", как звезды. Кольца и большие спутники можно наблюдать в небольшой телескоп. У Сатурна 18 спутников, имеющих свои наименования. Из тех спутников, скорости вращения которых известны, все, кроме Фебы и Гиперона, вращаются синхронно. Три пары спутников Мимас - Тезис, Енцелад - Диона и Титан - Гиперон - взаимодействуют гравитационно таким образом, чтобы поддержать устойчивые связи между их орбитами. В дополнение к этим 18 18 спутникам по крайней мере еще дюжине были присвоены временные обозначения, но теперь считается, что вряд ли все они реальны и являются спутниками Сатурна. Строение Сатурна УРАН Химический состав, физические условия и строение Урана Уран сформировался из первоначальных твердых тел и различных льдов (подо льдами здесь надо понимать не только водяной лед), он лишь на 15% состоит из водорода, а гелия нет почти совсем (в контраст Юпитеру и Сатурну, которые, по большей части, - водород). Метан, ацетилен и другие углеводороды существуют в значительно больших количествах, чем на Юпитере и Сатурне. Ветры в средних широтах на Уране перемещают облака в тех же направлениях, что и на Земле. Эти ветры дуют со скоростью от 40-а до 160-ти метров в секунду; на Земле быстрые потоки в атмосфере перемещаются со скоростью около 50-ти метров в секунду. На этих рисунках Вы видите темное пятно в верхних облаках Урана. Рисунки сделаны после наземных наблюдений мае и июне 1993-го года. Вероятно, это атмосферный вихрь (JPL). Толстый слой (дымка) - фотохимический смог - обнаруживается вокруг освещенного Солнцем полюса. Освещенный Солнцем полушарие также излучает больше ультрафиолета. На представленном изображении Урана контраст цветов искусственно усилен для выявления разницы между ними. Инструменты "Вояджера" обнаружили отчасти более холодную полосу между 15 и 40-ка градусами широты, где температура на 2-3 K ниже. 19 Синий цвет Урана является результатом поглощения красного света метаном в верхней части атмосферы. Вероятно, существуют облака других цветов, но они прячутся от наблюдателей перекрывающим слоем метана. Атмосфера Урана (но не Уран в целом!) состоит примерно на 83% из водорода, на 15% из гелия и на 2% из метана. Подобно другим газовым планетам, Уран имеет полосы облаков, которые очень быстро перемещаются. Но они слишком плохо различимы и видимы только на снимках с большим разрешением, сделанных "Вояджером 2". Недавние наблюдения с HST позволили рассмотреть большие облака. Есть предположение о том, что эта возможность появилась в связи с сезонными эффектами, ведь как не трудно сообразить, зима от лета на Уране сильно разняться: целое полушарие зимой на несколько лет прячется от Солнца! Однако, Уран получает в 370 раз меньше тепла от Солнца, чем Земля, так что летом там тоже не бывает жарко. К тому же, Уран излучает тепла не больше, чем получает от Солнца, следовательно и скорее всего, он холоден внутри. Обедненность атмосферы планеты легкими газами - следствие недостаточной массы зародыша планеты. В ходе образования, Уран не смог удержать возле себя большее количество водорода и гелия только потому, что к моменту, когда будущий Уран собрал достаточно массивное ядро, свободного водорода и гелия в Солнечной системе оставалось мало. Зато Уран содержит больше воды, метана, ацетилена. Уран изнутри Данные, полученные с «Вояджера-2», показали, что планета Уран имеет небольшое твердое железно-каменное ядро, над которым сразу начинается плотная атмосфера. Никаких океанов на Уране, по-видимому, нет. Такое строение планеты теперь называют двухслойной моделью. Температура в ядре достигает 7000 К, а давление – 6 миллионов атмосфер. Эффективная температура Урана 59 К, что лишь чуть-чуть превышает ту температуру, которую он имел бы только под влиянием солнечного тепла. Следовательно, Уран почти не имеет внутренних источников энергии. Предполагают, что вскоре после образования Солнечной системы произошло столкновение Урана с другим большим телом. Не исключено, что в результате этого столкновения Уран был опрокинут набок. Возможно, обедненность легкими газами – следствие недостаточной массы зародыша планеты, и в ходе образования Уран не смог удержать возле себя большее количество водорода и гелия. А может быть, в этом месте зарождающейся планетной системы вовсе не было столько легких газов, что, конечно, в свою очередь, тоже требует объяснений. Как видно, ответы на вопросы, связанные с Ураном, могут пролить свет на судьбу всей Солнечной системы. Атмосфера на Уране мощная, толщиной не менее 8000 км. Атмосфера Урана (но не Уран в целом!) состоит примерно из 83 % водорода, 15 % гелия и 2 % метана. Метан, ацетилен и другие углеводороды в атмосфере планеты встречаются в значительно больших количествах, чем на Юпитере и Сатурне. Именно метановая дымка хорошо поглощает красные лучи, поэтому Уран кажется голубым. Подобно другим газовым планетам, Уран имеет полосы облаков, которые очень быстро перемещаются. Но они чрезвычайно плохо различимы и видимы только на снимках с большим разрешением, сделанные «Вояджером-2». Последние наблюдения с HST позволили рассмотреть большие облака. Есть предположение о том, что эта возможность появилась в связи с сезонными эффектами, ведь как не трудно сообразить, зима от лета на Уране сильно разнятся: целое полушарие зимой на несколько лет прячется от Солнца! Хотя, Уран получает в 370 раз меньше тепла от Солнца, чем Земля, так что летом там тоже не бывает жарко. Ветры в средних широтах на Уране перемещают облака в тех же направлениях, что и на Земле. Эти ветры дуют со скоростью от 40 до 160 м/с; на Земле быстрые потоки в атмосфере перемещаются со скоростью около 50 м/с. Дневная освещенность на Уране соответствует земным сумеркам сразу после захода Солнца. Минимальная температура 53 К наблюдалась на уровне 0,1 бар. Выше и ниже температура повышается. Температура атмосферы на уровне 2,3 бар достигает 100 К. У Урана почти такое же сильное магнитное поле, как у Земли. На уровне облаков напряженность магнитного поля равна 0,23 Гс. Но конфигурация этого магнитного поля очень сложная. Очень 20 приближенно его можно считать дипольным, если ось диполя сместить от центра на 1/3 радиуса и наклонить к оси вращения на 60°. Компас на Уране не будет показывать на географический полюс. Магнитное поле делает возможным «полярные» сияния, наблюдающиеся в верхней части атмосферы. НЕПТУН Химический состав, физические условия и строение Нептуна Строение и набор составляющих Нептун элементов, вероятно, подобны Урану: различные "льды" или отвердевшие газы с одержанием около 15% водорода и небольшого количества гелия. Как и Уран, и в отличие от Юпитера с Сатурном, Нептун, возможно, не имеет четкого внутреннего расслоения. Но наиболее вероятно, у него есть небольшое твердое ядро (равное по массе Земле). Атмосфера Нептуна - это, по большей части, метан: синий цвет Нептуна является результатом поглощения красного света в атмосфере этим газом, как на Уране. Подобно типичной газовой планете, Нептун славен большими бурями и вихрями, быстрыми ветрами, дующими на ограниченных полосах, параллельным экватору. На Нептуне самые быстрые в Солнечной системе ветры, они разгоняются до 2 200 км/час. Ветры дуют на Нептуне в западном направлении, против вращения планеты. Заметьте, что у планет-гигантов скорость потоков и течений в их атмосферах увеличивается с расстоянием от Солнца. Эта закономерность не имеет пока никакого объяснения. На снимках Вы видите облака в атмосфере Нептуна. Подобно Юпитеру и Сатурну, Нептун имеет внутренний источник тепла - он излучает более чем в два с половиной раза больше энергии, нежели получает от Солнца. Строение планеты В центре Нептуна, согласно расчетам, имеется тяжелое ядро из силикатов, металлов и других элементов, входящих в состав земной группы . Изучение характера ослабления блеска звезды при ее затмении атмосферой Нептуна дало много дополнительной информации. В частности, был найден средний молекулярный вес надоблачных слоев атмосферы Нептуна. Он соответствует молекулярному водороду с небольшой примесью метана. Детали на поверхности Нептуна различить очень трудно. Поэтому параметры суточного вращения - положение оси, направление и период вращения - определить из наземных наблюдений очень сложно. ПЛУТОН Химический состав, физические условия и строение Плутона Считается, что эта планета - ледяной мир, состоящий из замерзших газов. Плутону при такой низкой температуре, какая царит так далеко от Солнца (-235° по Цельсию), под силу удержать атмосферу из тяжелых газов, и, судя по всему, она у него есть. Вообще, с эти далеким миром еще связано много загадок, очень уж далеко он расположен. По сегодняшним данным, плотность Плутона где-то в два раза превышает плотность воды. Возможно, него есть ядро из "пропитанных" водой (гидрированных) горных пород. Ядро покрывает толстый слой водяного льда. В 1976 году на Плутоне обнаружили метановый лед. В 1992-м - азот и углерод, тоже замерзшие. Подобно Урану, Плутон вращается в обратном обычному направлении. Ось его вращения наклонена к плоскости эклиптики на 122°, так что планета движется "лежа на боку". Строение Плутона 21 Список литературы: 1. Вятязев А.В., Печерникова Г.В., Сафронова В.С. Планеты земной группы: Происхождение и ранняя эволюция. М.: Наука, 1990. – 296с. 2. Маракушев А.В. Происхождение и эволюция Земли и других планет Солнечной системы. М.: Наука, 1992. – 207с. 3. Рингвуд А. Происхождение Земли и Луны. М.: Недра, 1982. – 293с. 4. www.astrolab.ru Строение планет Солнечной системы(картинки). 5. www.lib.mexmat.ru Планеты Солнечной системы(последние данные). 22