Мал. Фотографії Марса з відстані близько 450 000 км

ПЛАНЕТИ ЗЕМНОЇ ГРУПИ

До планет земної групи відносяться такі планети: Меркурій, Венера, Земля і Марс.

Ці планети відрізняються від планет-гігантів тим, що мають менші розміри, меншу масу, більшу густину, повільніше обертаються, у них більш розріджені атмосфери, мала кількість супутників або їх зовсім немає.

На сьогоднішній день дослідження планет цієї групи (як і Місяця) має комп­лексний характер і привертає увагу не лише астрономів, а й спе­ціалістів інших профілів: геологів, геофізиків, топографів, радіо-інженерів та ін. Вони використовують для вивчення планет методи, які добре випробувані в земних умовах і дають можливість здобувати надійні відомості про будову їхньої поверхні та атмосфери.

1. Земля — одна з планет Сонячної системи. її ендогенна активність триває вже протягом 4,6 млрд років. Подібно до інших планет, Земля рухається навколо Сонця по еліптичній орбіті. Відстань від Землі до Сонця в різних точках орбіти неоднакова. Середня відстань складає приблизно 149,6 млн км. У процесі руху нашої планети навколо Сонця площина земного екватора (нахилена до площини орбіти під кутом 23°26,5') переміщається паралельно до самої себе таким чином, що в одних ділянках орбіти земна куля нахилена до Сонця північною півкулею, а в інших — південною. Велику частину поверхні Землі (до 71%) займає Світовий океан. На континентах планети поширені рівнини, переважно низинні, незначну частину поверхні планети займають гори і глибоководні западини на дні океанів. Форма Землі ближча до кулястої. Нерівності рельєфу планети підтримуються нерівномірним розподілом маси в надрах Землі. Така поверхня називається геоїдом. Геоїд (із точністю близько до сотень метрів) збігається з еліпсоїдом обертання, екваторіальний радіус якого 6 378 км, а полярний радіус на 21,38 км менший за екваторіальний. Різниця цих радіусів виникла за рахунок відцентрової сили, створюваної добовим обертанням Землі. Добове обертання земної кулі відбувається з практично постійною кутовою швидкістю з періодом 23 години 56 хв 4,1 с, тобто одна зоряна доба, кількість яких у році рівно на одну добу більша, ніж сонячних. Вісь обертання Землі спрямована північним кінцем приблизно на зорю а Малої Ведмедиці, яка через це називається Полярною зорею.

Одна з особливостей Землі — частково збережений дотепер розплавлений стан ядра. Фізичною ознакою наявності рідкого ядра (за сейсмічними даними) і внутрішнього флюїдного запасу є власне магнітне поле. Під дією сонячного вітру магнітне поле Землі спотворюється й отримує «шлейф» у напрямку від Сонця, що простягається на сотні тисяч кілометрів.

Наша планета оточена великою атмосферою. Основними газами, що входять до складу нижніх шарів атмосфери, є азот (близько 78%), кисень (близько 21%) і аргон (близько 1%). Інших газів в атмосфері Землі дуже мало, наприклад вуглекислого газу близько 0,03%. Атмосферний тиск на рівні поверхні океану складає за нормальних умов приблизно 0,1 МПа. Припускають, що земна атмосфера сильно змінилася в процесі еволюції: збагатилася киснем і набула сучасного складу в результаті тривалої взаємодії з гірськими породами і за участі біосфери, тобто рослинних і тваринних організмів.

Одним із найважливіших завдань сучасної науки про Землю є вивчення еволюції атмосфери, поверхні й зовнішніх шарів Землі, а також внутрішньої будови її надр. Про внутрішню будову Землі насамперед роблять висновок за особливостями проходження крізь різні шари Землі механічних коливань, що виникають при землетрусах або вибухах. Цінні відомості дають також вимірювання величини теплового потоку, що виходить із надр, результати визначень загальної маси, моменту інерції і полярного стискання нашої планети. Виходячи із загальної маси Землі 5,977 • 10" г, тепло, виділюване за рік у результаті радіоактивного розпаду в надрах, дорівнює 2,3 ■ 1020 кал. Річна втрата тепла на сьогодні складає 2,4 1020 кал. Таким чином підтримується приблизна рівність між генерацією і втратою тепла. Оскільки тепло може передаватися тільки від більш нагрітої до менш нагрітої речовини, температура речовини в надрах Землі вища, ніж температура на її поверхні. На основі всього комплексу наукових даних побудована модель внутрішньої будови Землі.

Тверду оболонку Землі називають літосферою. Ця оболонка складається з декількох великих літосферних плит, які повільно переміщаються одна щодо іншої. Уздовж меж «з'єднань» плит відбувається значна частина землетрусів.

Верхній шар літосфери — земна кора, мінерали якої складаються в основному з оксидів силіцію й алюмінію, оксидів феруму і лужних металів. Земна кора має нерівномірну товщину: на континентах — 35—65 км, під океаном — 6—8 км. Верхній шар земної кори складається з осадових порід, нижній — з базальтів. Між ними знаходиться шар гранітів, характерний тільки для континентальної кори. Під корою розташована так звана мантія, що має інший хімічний склад і велику густину. Між корою й мантією (поверхня Мо-хоровичича) стрибкоподібно збільшується швидкість поширення сейсмічних хвиль. На глибині 120—250 км під материками і 60—400 км під океанами залягає шар мантії, що називається астеносферою. Тут знаходиться речовина в стані, близькому до плавлення, її в'язкість сильно знижена. Усі літосферні плити ніби плавають у напіврідкій астеносфері, як крижини у воді. Товстіші ділянки земної кори, а також ділянки, що складаються, з менш густих порід, піднімаються щодо інших ділянок кори. Одночасно додаткове навантаження на ділянку кори, наприклад, унаслідок нагромадження товстого шару материкових льодів в Антарктиді, призводить до поступового занурення ділянки. Таке явище називається ізостатичним вирівнюванням.

Нижче астеносфери, починаючи з глибини близько 410 км, «упакування» атомів у кристалах мінералів ущільнюється під впливом великого тиску. У результаті сейсмічних досліджень був виявлений різкий перехід на глибині близько 2920 км. Тут починається зовнішнє ядро, усередині якого знаходиться ще одне — внутрішнє ядро, радіус якого сягає 1250 км. Зовнішнє ядро, мабуть, знаходиться в рідкому стані, тому що поперечні хвилі, які не поширюються в рідині, не проходять крізь нього. Внутрішнє ядро, очевидно, тверде. Біля нижньої межі мантії тиск сягає 130 ГПа, температура там не вища 5000 К. У центрі Землі температура, найімовірніше, піднімається вище 10000 К.

Земля має природний супутник — Місяць.

2. Меркурій. Це найближча до Сонця планета, трохи більша за Місяць, однак її середня густина майже така сама, як і в Зем­лі. Радіолокаційні спостереження виявили дуже повільне обер­тання Меркурія. Зоряна доба його, тобто період обертання нав­коло осі відносно зір, становить 58,65 нашої доби. Сонячна доба на цій планеті (тобто проміжок часу між двома послідовними полуднями) становить близько 176 земних діб. Вона дорівнює двом меркуріанським рокам, оскільки один оберт навколо Сонця Меркурій робить за 88 земних діб.

Атмосфери на Меркурії практично немає. Тому його денна півкуля дуже нагрівається. У підсонячній точці на Меркурії було виміряно температуру понад 400 °С. При такій температурі плав­ляться свинець, олово і навіть цинк.

Поверхня Меркурія настільки вкрита кратерами, що на фото­графіях її важко відрізнити від поверхні Місяця (мал).

Подібні вони також за відбивною здатністю і теплопровідністю поверхневого шару. Помітною відмінністю є мала кількість за­падин, подібних до місячних «морів». Найбільша з них — море Спеки — має діаметр близько 1300 км.

3. Венера. Ця планета лише ненабагато менша від Землі за об'ємом і масою. Ще Ломоносов і його сучасники виявили існу­вання у Венери атмосфери. Ломоносов правильно передбачав, що вона густіша від земної. Венера оповита суцільними білими хмарами, проникними лише для радіохвиль. Радіолокаційні спостереження виявили, що Венера обертається навколо осі в бік, протилежний тому, у який обертаються всі планети (крім Урана) і в який обертається вона сама навколо Сонця. Сонячна доба на ній становить 117 земних діб.

Нахил осі Венери до площини її орбіти близький до прямого кута, тому північна і південна півкулі завжди освітлюються Сонцем однаково.

З 1961 р. до Венери почали запускати радянські автома­тичні станції. Деякі з них мали апарати, що опускалися на пла­нету на парашуті. Автоматичні прилади станцій вимірювали характеристики атмосфери Венери на різній висоті й біля по­верхні та передавали ці відомості по радіо на Землю. Магнітного поля планети прилади не виявили. Біля поверхні вони зареєстру­вали температуру 470—480 °С й тиск, приблизно в 100 раз більший від атмосферного на Землі (»10⁷Па). З'ясувалося, що атмосфера Венери на 97% за масою складається з вуглекис­лого газу. Азот та інертні гази становлять лише кілька про­центів, кисень — близько 0,1 %, а водяна пара — ще менше.

В атмосфері Венери зареєстровано грозові розряди.

Надзвичайно-висока температура в нижніх шарах атмосфери планети і на її поверхні великою мірою обумовлена так званим «парниковим ефектом». Енергія сонячних світлових променів поглинається в нижніх шарах і, випромінюючись назад у вигля­ді інфрачервоних променів, за­тримується шаром хмар, як теп­ло в парниках. З висотою над поверхнею температура знижу­ється, і в стратосфері Венери панує мороз.

У видимих променях хмари Венери зовсім однорідні й білі, та в ультрафіолетових чітко видно структуру хмарного шару (мал.), що свідчить про цир­куляцію газу у верхніх шарах атмосфери.

Швидкість вітрів, яка становить лише кілька мет­рів за секунду в нижніх шарах атмосфери, на висоті близько 50 км досягає 60 м/с. Крізь хмари Венери (вони складаються, очевидно, з краплинок сірчаної кислоти з невеликими домішками інших хімічних сполук) її поверхні не видно. Радіолокаційні дослідження, що проводяться як із Землі, так і з автоматичних міжпланетних станцій, дали можливість вивчити рельєф поверхні Венери. На ній виявлено гірські хребти і кратери.

Аналіз вмісту радіоактивних калію, урану і торію у поверх­невих породах Венери показав, що вони подібні до земних базаль­тових порід.

Телевізійні камери радянських автоматичних станцій, опущені на поверхню планети, вперше в світі передали на' Землю пано­рами позбавленої життя кам'янистої місцевості, що їх оточувала: у 1975 р.— у чорно-білому зображенні («Венера-9» і «Венера-10»), а в 1982 р.— в кольоровому («Венера-13» і «Вене­ра-14»). Атмосферу Венери вивчали за допомогою наукової апаратури, встановленої на повітряних кулях, доставлених на планету радянськими автоматичними станціями, наприклад у 1986 р. станціями «Вега-1 і -2», запущеними для дослідження Венери та комети Галлея з близької відстані (звідси й назва Ве/нера/ та Га/ллея/).

Певно, тільки подальші дослідження зможуть дати відповідь на запитання: чому така подібна до Землі розмірами і масою планета стала в процесі своєї еволюції багатьма характеристи­ками дуже відрізнятися від нашої?

Незважаючи на серйозні відмінності в природі двох сусідніх планет, дослідження атмосферних процесів на Венері дають ре­зультати, корисні для розв'язання завдань земної метеорології.

4. Марс. Марс удвічі менший від Землі за діаметром. Його орбіта має значний ексцентриситет, тому, коли Марс знаходиться у протистоянні поблизу перигелію, він сяє на небі, поступаючись яскравістю тільки Венері. Такі протистояння називаються великими й повторюються через 15 і 17 років.

Рік Марса майже вдвічі довший від земного, є там і зміна пір року, бо вісь добового обертання планети нахилена до пло­щини її орбіти майже так, як земна.

У шкільний телескоп на Марсі можна помітити білі поляр­ні шапки, темні плями («моря») на загальному оранжево-червоному фоні марсіанських «пустинь».

Автоматичні станції-лабораторії, виведені на орбіту навколо Марса, за командою із Землі фотографували поверхню планети й вивчали її атмосферу, існування якої встановлено вже давно. Виявилось, що атмосфера Марса дуже розріджена і її тиск приблизно в 100 раз менший від земного. В основному вона складається з вуглекислого газу. Кисню й водяної пари в ній дуже мало.

Умови на Марсі.суворі. Навіть на екваторі влітку темпера­тура рідко піднімається до О °С, а вночі вона знижується до суворого морозу (—70, —100 °С). Добові температурні зміни на Марсі досягають 80—100 °С.

Панорама поверхні Венерн, передана на Землю АМС «Венера-14».

Особливо холодно на полюсах (до – 130 ⁰С). За таких умов замерзає не тільки вода, а й вуглекислий газ, які утворюють білий покрив, що його добре видно біля полюсів, проте є він і в інших частинах планети.

В атмосфері Марса (на відміну від Венери) лише іноді можна спостерігати розріджені білі хмари й туман, найчастіше над полярними шапками.

Зрідка на Марсі відбуваються потужні пилові бурі, які три­вають іноді місяцями й піднімають у повітрю величезну кіль­кість найдрібніших пилинок. Отже, підтверджується існування там піщаних пустинь, які визначають оранжевий колір Марса в цілому.

Мал. Фотографії Марса з відстані близько 450 000 км.

Судячи з пилових бур, на Марсі можуть бути сильні вітри, що дмуть із швидкостями десятки метрів за секунду.

Кілька космічних апаратів опускалось на поверхню Марса. Зроблено тисячі фотографій планети з різної відстані, на осно­ві яких складено докладні карти її поверхні.

Марс, подібно до Місяця й Меркурія, укритий кратерами (мал.).