Серед планет земної групи найближче від Сонця знаходиться Меркурій (біля 58 мли км, або ж 0,387 а. о.). Період повертання планети - 88 діб, період обертання - біля 59 діб, середній діаметр 4879 км, маса - 3,3-1023кг. Меркурій із-за своєї малої маси (1/20 маси Землі) і високої температури має надто розріджену атмосферу, до складу якої входять Аг, №, Не. Тривалий час Меркурій був для астрономів загадковою плане тою. Близькість до Сонця заважала проводити спостереження по верхні, не був достеменно відомий період обертання, через відсутність супутників не була відома маса планети. До середини XX ст. серед вчених не було єдності нро наявність у Меркурія атмосфери. Велике значення для розв’язання загадковості Меркурія мав політ у 1974-1975 рр. американської міжпланетної станції “Марінер-10”, яка тричі пролетіла поблизу його і передала на Землю чис ленні зображення поверхні планети. Було також проведено низку наземних астрономічних спостережень, зокрема радіолокаційних, що дозволило достеменно встановити період повертання планети, який тривалий час вважався рівним періоду обертання. Меркурій обертається в прямому напрямі з періодом біля 59 діб, завдяки чому зміна дня і ночі відбувається через кожні 176 земних діб. Фотографії
Меркурія, зроблені станцією “Марінер-10”, виявили разючу схожість його поверхні з місячною. Великі рівнини Меркурія вкриті кратерами різних розмірів, місцями спостерігаються лінійно витяг нуті уступи або обриви висотою 2...З км і протяжністю декілька сотень кілометрів. Більшість кратерів на Меркурії, як і на поверхнях Місяця та Мар са, ударного (метеоритного) походження. Однак наявність мореподібної темної речовини та заповнених лавою кратерів свідчить про те, що в початковий період своєї історії планета випробувала сильне внутрішнє розігрівання, за яким наступила одна чи декіль ка епох інтенсивного вулканізму. Радіоспостереження планети ще у 1962 р. показали наявність різниці температур денної і нічної півкуль. У 1970 р. Т. Мардок і Е. Ней із Міннесотського університету в результаті спостережень у інфрачервоних променях при довжині хвиль від 3,75 до 12 мкм вста новили, що середня температура нічної півкулі Меркурія дорівнює 111К. З іншого боку, температура освітленої точки на середній відстані Меркурія від Сонця становить 620 К. В перигелії вона може досягати 690 К, а в афелії знижуватися до 560 К. Такий діапазон коливань температур поверхні Меркурія пояснюється майже повною відсутністю атмосфери. Середня густина гірських порід Меркурія досить висока (5,43 г/см3 Це дозволяє зробити висновок, що планета має роз ). плавлене залізо-нікелеве ядро з радіусом 1800 км (75 % радіуса пла нети). На долю ядра припадає 80 % маси Меркурія. Прилади “Марінера-10” виявили у планети наявність магнітно го поля - біля 100 гамм на відстані 450 км. Магнітне поле на Мер курії в 100 разів слабше, ніж земне, що значною мірою пов’язане з повільним обертанням планети навколо власної осі. Більшість спе ціалістів вважають, що магнітне поле Меркурія збуджується тим же динамомеханізмом, що і магнітне поле Землі. Венера -найближча до Землі планета світового простору, є після Сонця і Місяця найяскравішим небесним світилом, яке легко мож на помітити на вечірньому і ранковому зоряному небі поблизу Сон ця. Середня відстань від Сонця - 0,7 а. о., період повертання - біля 225 діб, обертання - 243 доби, середній радіус - 6051 км, маса 4,87Т02 кг (84,5 % від маси Землі). 4 Атмосфера Венери була відкрита в 1761 р. М. В. Ломоносовим при спостереженні проходження Венери перед диском Сонця. Вона складається з С02(97 %), Аг (<2 %), Н2 (0,05 %), домішок СО, 0 2 0 , HCl, HF.
Протягом майже 200 років атмосфера Венери була непроник ним бар’єром для вивчення поверхні планети, визначення періоду її обертання, температури та інших характеристик. У 60-70-х pp. XX ст. вивчення Венери проводилось за допомогою космічних станцій типу “Венера”, “Марінер”, радіолокації. Густина атмосфери Венери біля поверхні планети приблизно у 60 разів перевищує густину атмосфери біля поверхні Землі, тому атмосферний тиск на її поверхні досягає 90... 100 атм. Період обер тання атмосфери Венери (хмарового шару) - 4 доби. На поверхні Венери виявлені кратери, камені. Поверхневі по роди Венери близькі за складом до земних осадових порід, а їх гус тина становить 2,8 г/см3, що відповідає густині базальтів на Місяці. Несподіваний результат принесла радіолокація Венери. Вияви лось, що Венера обертається у зворотному напрямі з періодом 243±0,1 доби (відносно зірок). З планет земної групи Венера і Мер курій не мають супутників (хоча пошуки їх продовжуються). С02, як основний компонент газової оболонки, створює на Венері “парниковий ефект”, внаслідок чого температура на поверхні планети сягає 470...500 °С, а на більших глибинах гірські породи розтоплені (температура сягає 780...800 °С). Венера, як і Місяць, не має дипольного магнітного поля. Це по в’язують з її високою температурою. Після відкриття атмосфери Венери вчені допускали можливість існування на ній життя. Згодом з’ясувалося, до “тропічний рай” виявився справжнім “розжареним пеклом”. Говорити про ймовірність життя в таких несприятливих кліматичних умовах не доводиться. Марс; який ще називають “червоною планетою” за його специ фічний колір на зоряному небі, за розмірами у два рази менший за Землю. Екваторіальний діаметр Марса дорівнює 6787 км (0,53 зем ного); полярний діаметр дещо менший екваторіального (6753 км) ізза полярного стиснення, яке становить 1/191 (проти 1/298 у Землі). Марс обертається навколо своєї осі майже так, як і Земля: його пе ріод обертання дорівнює 24 год 37 хв 23 с, що лише на 41 хв 19 с більше періоду обертання Землі. Вісь обертання нахилена до пло щини орбіти на кут 65°, який майже дорівнює куту нахилу земної осі (66,5°). Тому зміна дня і ночі, а такою зміни пір року на Марсі відбуваються майже так, як і на Землі. Там є кліматичні пояси, подібні земним: тропічний (широта тропіків ± 25°), два помірних і два полярні (широта полярних поясів ± 65°). Маса Марса дорівнює 6,4-Ю2 кг, період повертання - 1,88 p., 3 тиск на поверхні 5...7 гПа, середня відстань від Сонця - 228 млн км.
Ділянки поверхні Марса вкриті кратерами і схожі на місячний материк. Фотографії Марса показують, що на поверхні цієї плане ти існують вулкани і кальдери, які за розмірами перевищують земні. Вивчення гірських порід за допомогою ренлген-флуоресцентних аналізаторів (на американських апаратах “Вікінг”) дало змогу ви значити вміст хімічних елементів у них: Si - 13. ..15, Fe - 12. ..16, Са -3...8, А1-2...7, Mg-5, S - 3 %, решта - К, Ті, Р, Cr, Ni,V. У цілому ґрунт Марса подібний до вулканічних земних порід. Густина по верхневого ґрунту приблизно дорівнює земному - 1,67... 1,80 г/см3. Перепади висот поверхні сягають 12... 14 км. Тут виявлено най більшу гору в Сонячній системі - вулкан Нікс Олімпік. Її висота близько 27 км, а “підошва” становить 600 км у діаметрі; в центрі вулкану знаходиться заглиблення діаметром 64 км, на дні якого є структури, що нагадують застиглу лаву. Густина атмосфери Марса в 130 разів менша щільності атмо сфери Землі. Газова оболонка містить С02 (95 %), 02(0,1. ..0,4 %), N, (2...З %), Аг (1...2 %), решта - волога, 0 3і оксиди Карбону. Марс має два найменші серед відомих у Сонячній системи картоплеподібні супутники: Фобос (Жах) і Деймос (Страх). Розміри Фобоса становлять 27-23-18 км, а Деймоса 16-12 км з похибкою від 0,5 до 5 км. Вони обернені до Марса завжди одним боком, подібно до того як Місяць обернений до Землі. На поверхні супутників ви явлено численні кратери ударного походження. Вивчення марсіанської поверхні з близької відстані за допомо гою космічних апаратів дало вченим підстави зробити висновок, що десятки мільйонів років тому атмосфера планети була значно густішою, тут йшли дощі, текли ріки. Проте гравітаційне поле Мар са, який значно менший від Землі, не змогло утримати атмосферу, вона розсіялася у світовому просторі, а вода перетворилась на вічну мерзлоту. Навколо Марса існує дуже слабке магнітне поле. За останні 50 років було здійснено біля 30 проб досягти поверхні Марса, окремі з них навіть завершувались успішно. Проте одно значно відповісти на сакраментальне питання - чи є життя на Землі? - поки що неможливо. В ніч із 24 на 25 грудня 2003 р. космічний апарат-модуль “Бігль-2” досяг поверхні Марса. У наступні дні радіозв’язок з модулем був втрачений. В першій декаді січня 2004 р. американський марсохід “Spirit” був доставлений на “червону планету” в районі озера Гусєва і пе редав на Землю біля 30 фотографій поверхні Марса. На отриманих фотографіях видно, що марсохід потрапив на поверхню, яка ко лись була озером. Куди поділась вода - мають дати відповідь ана- лізи зразків поверхні Марса.
У січні 2004 р. інший марсохід НАСА “Opportunity” також досяг Марса і розпочав відбір проб поверхні з метою пошуків доказів наявності тут у минулому води. Після того, як марсохід “Opportunity” виявив на поверхні “чер воної планети” сліди того, що колись там була вода, другий апа рат “Spirit” знайшов камінь, всередині якого є порожнини та міне рали, які утворились, швидше за все, внаслідок дії води. Фахівці припускають, що вода з Марсу зникла досить давно. Але вологе середовище свідчить про можливість існування там життя. Дослі дження Марсу тривають. Небо над Марсом червонувато-оранжевого кольору. Поясню ється це наявністю в атмосфері пилуватих частинок, що розсіюють сонячне випромінювання у червоній області спектра. Темпера тура повітря навіть на екваторі рідко піднімається до 0 °С, а вночі знижується до -70...-100 °С. Особливо холодно на полюсах (до - 130 °С). У поверхневих шарах планети (на глибині 50 см і більше) ґрунти скуті вічною мерзлотою, а в надрах планети температура сягає 800... 1500 °С, тобто лише на порівняно незначній глибині темпе ратура ґрунту змінюється в інтервалі 15...25 °С, а вода перебуває у рідкому стані. За таких умов можуть існувати найпростіші живі організми. Юпітер - найбільша планета Сонячної системи, яка за розміра ми більш ніж в 11, а за масою 318 разів перевищує Землю. На нього припадає 70 % всієї маси планет. Середня відстань від Сонця 5,2 а. о. (778,3 млн км), період повертання 11,9 p., період обертання (хма рового шару поблизу екватора) близько 10 год, екваторіальний діа метр 142600 км, маса І^О ІО^кг, має 16 супутників. Планета оточена потужною шаруватою атмосферою біло-оран жевого кольору, що складається переважно із метану з домішками аміаку, гідрогену, гелію. Температура верхніх шарів атмосфери 140 °С, внутрішньої частини планети 15...20 тисяч градусів, що свідчить про досить високу температуру надр планети. Юпітер потужне джерело радіовипромінювання, володіє радіаційним по ясом і сильним магнітним полем. Добре вивчені поверхні чотирьох відкритих ще Галілеєм у 1610 р. супутників Юпітера: Ганімед, Каллісто, Іо, Європа. За свої ми розмірами вони не поступаються таким планетам земної групи, як Марс і Меркурій. Супутник Іо за своїми розмірами дуже близь кий до Місяця, він має середню густину біля 4,06Т03кг/м3, що навіть дещо переважає середню густину Місяця. Склад Іо близький'до складу планет земної групи. На ньому діє п’ять незвичайних вул канів. Періодично з надр супутника виривається гаряча сірка, яка
згодом осідає на поверхні. Інші три супутники складаються із суміші льоду і гірських порід. Між супутниками і поверхнею Юпітера роз ташоване тонке кільце шириною близько 20 тис. км, яке складаєть ся з уламків метеоритних речовин розміром в десятки і сотні метрів. Кільце було виявлене на фотографіях, зроблених з близької відстані з американських космічних апаратів “Вояджер-1”, “Піонер-10”, Піонер-11”, так як внаслідок інтенсивного поглинання світла воно невидиме для телескопів. Сатурн- планета, середня відстань від Сонця 9,5 а.о., період по вертання 29,4 р., період обертання хмарового шару на екваторі біля 10 год, екваторіальний діаметр - 120660 км, маса 5,68-Ю2 кг, 6 має 17 супутників. Швидкість обертання на екваторі - 9,5 км/с. За розмірами він в 9 разів більший від Землі. Навколо Сатурна вияв лено декілька кілець, відкриті ще у 1655 р. голландським ученим Христіаном Гюйгенсом (1629-1695), тому цю планету називають смугастою. Із Землі зазвичай видно 3-4 кільця і щілини між ними; при близькому обстеженні за допомогою космічних апаратів ви явилась більш складна картина (виявлено до сотні окремих кілець). Кільця Сатурна (позначаються буквами від А до Р) складені з мільярдів здатних відбивати сонячне світло твердих тіл розміром від піщинки до 1 км і більше. Тіла рухаються по кільцевих орбітах і не доторкаються одне до одного. Між кільцями А і В (вид із Землі) існує щілина Кассіні. Товщина кілець Сатурна від 1,3 до 20 км, зовнішній діаметр кілець - близько 300 000 км. З великою складністю був відкритий супутник Сатурна - Янус, який помітили в період припинення видимості кільця, що оточує цю планету. Кільце перестає спостерігатись, коли Земля перетинає площину екватора Сатурна, що відбувається через кожні 15 років. Янус - невелике тіло діаметром близько 300 км, рухоме біля само го краю зовнішнього кільця планети. Атмосфера Сатурна, як і Юпітера, складається в основному з метану з домішками Н2, Не, ]ЧН3, проте тут вона приблизно вдвоє товща і всі процеси в ній протікають повільніше. Несподіваним ви явилося відкриття азотної атмосфери на одному із найбільших су путників Сатурна - Титані. В січні 2005 зонд Європейського кос мічного агенства “Гюйгенс” досяг Титана і передав на Землю біля 300 фотографій поверхні супутника. Решта 16 супутників планети невеликі, не більше тисячі кілометрів у діаметрі і складаються з суміші льоду і гірських порід. Сатурн має потужні радіаційні пояси, у яких власне магнітне поле планети утримує заряджені частинки (протони, електрони), що во лодіють великою кінетичною енергією. Уран - планета, середня відстань від Сонця 2870 млн км (19,18 а.о.д.), період повертання - 84 р., період обертання -
17,3 год, екваторіальний діаметр 52300 км, маса - 8,7-102 кг, за роз 3 мірами в чотири, а за масою в 14,6 разів більший за Землю. Плане та обертається проти годинникової стрілки. Вісь обертання Урану нахилена до площини орбіти на кут понад 90°. З цього виходить, що його північний полюс знаходиться нижче площини орбіти, тобто планета ніби перекинута на бік. Має 5 відомих супутників із зуст річним рухом (Міріада, Аріель, Умбріель, Титанія, Оберон) і 10 кілець. Останні дуже тонкі, складаються з кам’яних частинок і мають дуже низьку відбивну здатність. Площина кілець приблиз но збігається з площиною екватора. Розмір найбільшого супутни ка Урану - Титанії 0,5... 1,3 тис. км. Альбедо Урану дорівнює 0,93 (сферичне) і 0,57 (геометричне), що є найвищим показником серед усіх 9 планет Сонячної системи. Високе альбедо підтверджує наявність потужної атмосфери, яка складається переважно з амі аку, гідроґену, гелію. Температура на поверхні планети дуже низь ка. Деталі будови кілець, як і планети Уран, багато в чому ще зали шаються загадковими. Перебуваючи на значно більшій відстані від джерела енергії планети-гіганти (Юпітер, Нептун) отримують в 19...425 разів соняч ного тепла менше, ніж планети “земної групи”. Вони мають малу щільність (1,3... 1,6 г/см3 ). Нептун - планета, середня відстань від Сонця 4500 млн км (30,07 а. о.), період повертання 164,8 р., період обертання 15,8 год, екваторіальний діаметр 50400 км, маса 1,02-102 кг. Має атмосфе 2 ру, що складається з метану, гідроґену, гелію, у якій спостерігаються сильні вихори, зумовлені виділенням тепла з надр планети. Відда леність Нептуна від Землі (30 разів далі від Сонця, ніж Земля) сут тєво ускладнює можливості його дослідження. Нептун має 2 су путники (Тритон, Нереїда) і 2 льодово-кам’яні кільця. Як і в кілець Урану, матеріал їх дуже темний, тому поверхнею відбивається всьо го 3 - 4 % світла. Плутон - найбільш далека планета Сонячної системи, середня відстань від Сонця 39,4 а. о., період повертання 247,7 р., період обер тання біля 6,4 доби, діаметр близько 2250 км, маса 1-Ю2 кг. Вона 6 була відкрита в 1930 р. американським астрономом Клайдом Томбо, хоча згодом була виявлена і на більш ранніх фотографіях неба, починаючи з 1914 р. Плутон - подвійна планета, його супутник, приблизно в 3 рази мен ший за діаметром, рухається на відстані всього близько 20 тис. км від діаметра планети. Проте через відсутність неспростовних доказів Міжнародний астрономічний союз поки що утримується від офіцій ного прийняття гіпотези про наявність Харона - супутника Плутона.
На Плутоні виявлено метан. Температура на цій планеті дося гає близько 40 К, що нижче температури конденсації СН4при дуже низькому тиску (50 К). Тому на поверхні Плутона можливе утво рення метанового льоду, що і було підтверджено в 1977 р. амери канськими астрономами Д. Крукшенком, Д. Морісоном і К. Пілчером, які за допомогою 4-метрового рефлектора обсерваторії Кітт Пік виявили в інфрачервоному спектрі Плутона дві смуги, харак терні саме для метанового льоду. Канадський астроном JI. Маннінг прийшов до висновку, що породи планети збагачені залізом. Деякими своїми властивостями Плутон суттєво відрізняється як від планет “земної” групи, так і групи планет-гігантів. Існує багато гіпотез, за допомогою яких вчені намагаються пояснити незвичні властивості Плутона (відірваний супутник Нептуна, прибулець із міжзіркового простору і т. ін.), але поки що ця планета залишаєть ся для нас загадкою. Проходячи через перигелій 1 раз приблизно за 248 років Плу тон у 1969 р. перетнув орбіту Нептуна. З цього моменту і до 2009 р. Плутон буде не дев’ятою, а восьмою планетою Сонячної системи. Навесні 2004 року американський телескоп ’’Spitzer” на окраїні Сонячної системи виявив нову планету, яку назвали Седною на честь ескімоської богині океану. Її діаметр - мінімум 2000 км. За поперед німи даними, Седна знаходиться від Землі на відстані приблизно 10 млрд км. Вона здійснює повний оберт навколо Сонця по дуже витягнутій еліптичній орбіті за 10500 земних років. Найближчі 70 років Седна буде наближатися до Землі, що дозволить ліпше вивчити цей незвичний об’єкт. Не всі астрономи до цього часу визнають статус планети навіть за Плутоном, не кажучи вже про Седну. Важлива особливість орбітальних рухів у Сонячній системі - це розподіл моменту кількості руху. Всі планети обертаються навко ло Сонця, а супутники планет - в одному напрямі, їх орбіти набли жені до круглих і лежать в одній площині. Існує лише три винятки, пов’язані, очевидно, між собою. Це Плутон, орбіта якого нахилена до площини земної орбіти (екліптики) під кутом 17° і настільки ви довжена, що перетинає орбіту Нептуна і два його супутники - Три тона, який повертається навколо Нептуна у зворотний бік, і Нереї ди, орбіта якої дуже сильно витягнута.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Планети Сонячної системи» з дисципліни «Геофізична екологія»
