Астраномія
Выдавец: Выдавецтва БДУ
Памер: 224с.
Мінск 2003
Рыс. 13.7. Застылыя пузыры вул-канічнай лавы на Венеры. Радыё-лакацыйны відарыс, перададзены касмічным караблём «Магелан» у 1991 г.
ПАРАЎНАЛЬНАЯ ПЛАНЕТАЛОГІЯ
Для даследавання рэльефу планеты выкарыстоўваўся метад радыёлакацыі. Аўтаматычная міжпланетная станцыя «Магелан» з 1990 да 1994 г. правяла глабальную радыёлакацыю паверхні Ве-неры. На аснове атрыманых даных былі складзены рэльефныя кар-ты, і з’явілася магчымасць узнавіць дэталі паверхні ў аб’ёмным ад-люстраванні (рыс. 13.8).
Атмасфера Венеры складаецца ў асноўным з вуглякіслага газу (гл. Дадатак 8). Ціск каля паверхні планеты ў 95 разоў большы, чым каля паверхні Зямлі. 3-за такога хімічнага саставу, а таксама вялі-кай шчыльнасці атмасфера Венеры ўяўляе сабой вялікі парнік. Пар-ніковы эфект і абумоўлівае высокую тэмпературу паверхні.
Воблакі Венеры маюць слаі-стую структуру. Яны размяшчаюц-ца на вышынях ад 48 да 70 км і ўтрымліваюць кропелькі сернай кіслаты. Скорасць ветру каля па-верхні планеты дасягае 1 м/с. У ат-масферы назіраюцца маланкі.
Магнітнае поле Венеры вельмі малое з-за павольнага вярчэння планеты вакол восі. Яго напружа-насць у 105 разоў меншая, чым у зямнога. Магнітасфера амаль поў-насцю адсутнічае, таму паток за-раджаных часцічак, якія ідуць ад Сонца і сутыкаюцца з атмасферай планеты, захоплівае яе рэчыва і
Рыс. 13.8. Рэльефная карта паверхні Венеры, складзеная па выніках радыёлакацыйных даследаванняў кас-мічнага апарата «Магелан»
80
ПАРАЎНАЛЬНАЯ ПЛАНЕТАЛОГІЯ
фарміруе іонны шлейф. Касміч-ная абсерваторыя SOHO выяві-ла, што гэты «хвост» расцягваец-ца на 45 млн км, г. зн. дасягае Зямлі.
3. Зямля. Зямля — трэцяя ад Сонца планета Сонечнай сістэмы. 3 космасу наша планета выглядае прыгожым блакітным шарам (рыс. 13.9). Праз воблачнае покры-ва можна разгледзець мацерыкі і акіяны.
Рыс. 13.9. Фатаграфія Зямлі ДэтаЛІ ПДВерхНІ ЗЯМЛІ І ўмОВЫ з космасу жыцця добра вам ВЯДОМЫЯ, і таму мы спынімся больш падрабязна на будове яе нетраў. Мадэлі ўнут-ранай будовы Зямлі і астатніх планет зямной групы прыкладна па-добныя.
Па запісах ваганняў зямной паверхні пры землетрасеннях — сейсмаграмах — было ўстаноўлена, што ўнутраная будова планеты па вертыкалі слаістая. Па хімічным саставе і фізічных характары-стыках вылучаюцца 3 асноўныя сферычныя абалонкі: цвёрдая кара, мантыя (абалонка) і ядро. Самы тонкі знешні слой — цвёрдая кара. У Зямлі яна распасціраецца ў сярэднім на глыбіню 35 км (акіяні-чная кара — 10 км, кантынентальная кара — 70 км). Па хімічным саставе зямная кара складаецца пераважна з аксідаў крэмнію (55 %), алюмінію (15 %), кальцыю (8 %), жалеза (6 %), магнію (5 %). Агульная маса зямной кары складае ўсяго 0,8 % ад агульнай масы Зямлі. Кара аддзяляецца ад наступнай за ёй мантыі выраз-най мяжой.
Ядро — найбольш шчыльная частка планетных нетраў. У цэн-тры Зямлі шчыльнасць рэчыва дасягае 13 500 кг/м3, а тэмперату-
) ПАРАМЕТРЫ ЗЯМЛІ
Вугал нахілу экватара да 23,5°
плоскасці арбіты
Сярэдняя адлегласць да Сонца
149,6 млн км
Дыяметр па экватары
12 742 км
Кара
Маса 5,97Ю24кг
Працягласць года
Перыяд вярчэння вакол восі
365,24
зямных сутак
•Сярэдняя шчыльнасць
23,93 г
Тэмпература паверхні
ад-90
да +60 °C
5,5Ю3кг/м3
Мантыя
Унутранае ядро
Знешняе ядро
81
ра ацэньваецца ў 6000 К. Радыус ядра складае 55 % ад радыуса Зямлі, а маса — каля 30 % ад масы планеты. Зямное ядро падзя-ляецца на знешняе і цвёрдае ўнутранае радыусам 1270 км. Пера-ходная зона паміж знешняй і ўнутранай часткамі вельмі тонкая — каля 5 км. У Венеры аналагічнае ядро. Найбольш магутнае ядро мае Меркурый, радыус якога складае 70 % ад радыуса планеты, а маса — 60 % ад масы ўсёй планеты. У Марса невялікае ядро ма-сай усяго 7 % ад усёй масы планеты, а яго радыус складае 28 % ад радыуса Марса. Ядры планет у асноўным складаюцца з жалеза з дамешкай сярністага жалеза. Вадкі знешні слой ядра, магчыма, ёсць у Меркурыя і Венеры.
Крыніцамі разагравання нетраў з’яўляюцца:
— выдзяленне цеплаты пры распадзе радыеактыўных элементаў;
— энергія, якая выдзяляецца пры ўдарах цел розных памераў (ад астэроідных і інш.) аб паверхню планеты;
— награванне за кошт сціскання рэчыва планеты і гравітацый-най дыферэнцыяцыі.
Гравітацыйная дыферэнцыяцыя ўяўляе сабой працэс паступовага пераразмеркавання рэчыва па шчыльнасці — цяжкія элементы імкнуцца да цэнтра, а лёгкія ўсплываюць. Гэты працэс у Зямлі яшчэ не завяршыўся. Рух рэчыва ўнутры планеты ўплывае на кару, вы-клікае землетрасенні, гораўтварэнні, тэктанічныя і вулканічныя пра-цэсы.
Магнітнае поле Зямлі генерыруецца ў вадкім металічным слоі ядра.
Зямная атмасфера складаецца ў асноўным з азоту і кіслароду (гл. Дадатак 8).
4. Марс. Марс — чацвёртая ад Сонца планета Сонечнай сістэ-мы (рыс. 13.10). Для назіральніка яна паўстае ў выглядзе яркага чырвонага свяціла. 3 дапамогай аматарскіх тэлескопаў можна ўба-чыць палярныя шапкі Марса і не-каторыя буйныя дэталі яго па-верхні.
Атрыманыя касмічнымі апара-тамі тэлевідарысы паверхні Марса паказалі, што яна ўяўляе сабой мёртвую пустыню, значная частка якой пакрыта чырванаватым пяском і ўсеяна камянямі. Чырвоны ко-лер паверхні Марса тлумачыцца высокім утрыманнем у глебе вокіс-лаў жалеза (рыс. 13.11).
ПАРАЎНАЛЬНАЯ ПЛАНЕТАЛОПЯ
Рыс. 13.10. Марс
6. Зак. 1772.
82
Рыс. 13.11. Паверхня Марса. Фатагра-фія зроблена спускальным апаратам «Вікінг-1»
Рыс. 13.12. Снег на паверхні Марса. Фатаграфія зроблена спускальным апаратам «Вікінг-2»
IV
На паверхні Марса вялікія сутачныя ваганні тэмпературы з-за разрэджанасці атмасферы: калі ўдзень тэмпература на экватары па-дымаецца да +15 °C, то ноччу апускаецца да -65 °C. Зімой на па-верхні Марса назіраецца снег і іней (гл. рыс. 13.12), аднак вада ў вадкім стане там існаваць не можа. Ціск каля паверхні плане-ты ў 100—170 разоў меншы, чым на Зямлі. Ва ўмовах нізкага ат-масфернага ціску вада закіпае пры тэмпературы +2 °C і адразу ж
выпараецца.
На Марсе вельмі шмат ударных кратэраў вялікіх памераў. Гэта сведчыць аб тым, што планета перажыла мноства катастроф, якія змянялі ўмовы на яе паверхні. Кратэры на Марсе названы ў гонар вучоных, якія прысвяцілі сваю дзейнасць вывучэнню Марса і пла-нет Сонечнай сістэмы.
Паверхня Марса характарызуецца рэзка выяўленай асімет-рыяй. Паўднёвае гарыстае паўшар’е ў сярэднім на 5 км вышэй-шае за Паўночнае. На здымках марсіянскай паверхні добра
Зорная велічыня
ПАРАМЕТРЫ МАРСА
Сярэдняя 227,9 млн км
адлегласць
да Сонца
1,524 а. а.
Перыяд
абарачэння 1,88 зямнога года
вакол Сонца
Перыяд
вярчэння 24,62 гадз
вакол восі
Дыяметр 6780 км
па экватары
Маса (Зямля = 1) 0,107
Сярэдняя шчыльнасць 3,9-103 кг/м3
Сіла прыцягнення на экватары (Зямля = 1)
0,38
Тэмпература паверхні ад -130 да +30 °C
83
бачныя шматлікія буйныя і дроб-ныя каньёны. Іх шырыня дасягае 600 км, глыбіня — 5 км. Самы вялікі з іх — Даліна Марынера — мае даўжыню амаль 5000 км (на рыс. 13.10 ён бачны як цёмная структура, якая перасякае дыск планеты).
Здзіўляюць сваімі маштаба-мі патухлыя вулканы Марса. Самы высокі — гара Алімп (рыс. 13.13) — уздымаецца над паверхняй на 27 км. Дыяметр яго падножжа да-сягае 600 км. Узрост гэтых струк-
Рыс. 13.13. Гара Алімп на Марсе
тур — каля 400 млн гадоў.
Вядомыя палярныя шапкі Марса ўтвораны тоўстымі слаямі лёду (да 3 км), перамешанага з пылам. Верхні слой палярных шапак складаецца з «сухога лёду» (замерзлага вуглякіслага газу — CO,) з не-вялікай дамешкай звычайнага лёду (Н,О). Тэмпература тут апуска-ецца ніжэй за —110 °C. Калі на адным з паўшар’яў пачынаецца зіма, адпаведная палярная шапка пачынае расці і дасягае 57° шыраты ў Паўночным паўшар’і і 45° у Паўднёвым. 3 надыходам вясны шапка пачынае раставаць. Увосень, калі фарміруюцца паляр-ныя шапкі, можна назіраць блакітна-белыя воблакі ў атмасферы
планеты.
Загадкавыя марсіянскія даліны, падобныя на рэчышчы высахлых рэк (рыс. 13.14), былі створаны воднымі патокамі, якія зніклі больш
мільярда гадоў таму. Аб наяўнасці вады на Марсе ў старадаўнія часы сведчаць многія факты. У 1999 г. былі апублікаваны вынікі даследа-ванняў, якія даказвалі, што на Марсе раней існаваў акіян вады. Гэта высветлілася пры вывучэнні фотаздымкаў, перададзеных на Зямлю станцыяй «Марс Глобал Сурвэер», па асаблівасцях рэлье-фу, які ўяўляе сабой старадаўнюю берагавую лінію. Акіян мог існа-ваць, пакуль тэмпература паверхні Марса была дастаткова высокай. Планета пачала ахалоджвацца каля мільярда гадоў таму. Тонкая
Рыс. 13.14. Так выглядаюць перасохлыя рэчышчы марсіянскіх рэк
84
атмасфера Марса не перашкаджала «выпарванню» вады ў міжпла-нетную прастору. Пры зніжэнні тэмпературы замерзлая вада ўпера-мешку з пяском утварыла падпаверхневую ледзяную абалонку — крыясферу. Крыясфера Марса ўтрымлівае колькасць вады, эквівалент-ную слою таўшчынёй каля 1 км па ўсёй планеце.
Атмасфера Марса мае нізкую шчыльнасць і складаецца ў асноў-ным з вуглякіслага газу (гл. Дадатак 8). Скорасць ветру каля па-верхні планеты не перавышае 15 м/с. Марс — адзіная планета, дзе назіраюцца глабальныя пылавыя буры. Яны ствараюць антыпарні-ковы эфект, таму што воблакі пылу не прапускаюць сонечнае вы-прамяненне да паверхні. Таму паверхня моцна ахалоджваецца, а пыл і навакольная атмасфера, наадварот, разаграюцца. У атмасферы Марса назіраюцца пясчаныя віхры, якія закручваюць слупы пылу да 8 км вышынёй. Часцінкі воблакаў складаюцца з сілікатных і ледзя-ных пылінак. Пасадачны модуль «Патфайндэр», які даследаваў Марс у 1997 г., паказаў што пыл на Марсе падымаецца так высока ў ат-масферу што закрывае гару Алімп.
Марс мае слабое магнітнае поле з напружанасцю ў 500 разоў мен-шай, чым у зямнога поля.
Пытанні і практыкаванні
1. 3 якіх абалонак складаюцца планеты? 2. Пералічыце крыніцы награ-вання нетраў планет. 3. Што называюць гравітайыйнай дыферэнцыяцыяй? 4. 3 якіх асноўных хімічных элементаў складаецца паверхня Зямлі? Мер-курыя? Марса? 5. Апішыце паверхні планет зямной групы. 6. Якія асаб-лівасці маюць атмасферы планет зямной групы?
ПЛАНЕТЫ-ГІГАНТЫ. ПЛУТОН
1. Юпітэр. Юпітэр — самая вялікая з планет-гігантаў (рыс. 14.1). Яго маса значна перавышае масу ўсіх іншых планет, разам узятых. Юпітэр уяўляе сабой газападобнае цела з надзвычай магутнай атма-сферай, якая складаецца ў асноўным з вадароду і гелію. Па сярэд-няй шчыльнасці і перавазе вадароду і гелію Юпітэр падобны на зоркі. У адрозненне ад планет зямной групы, у планет-гігантаў няма цвёрдай паверхні. Тое, што мы назіраем, — гэта вяршыні воблакаў якія плаваюць у атмасферы. 3-за хуткага вярчэння планет-гігантаў і моцных вятроў воблакі выцягваюцца ў палосы, паралельныя эк-ватару. Афарбоўку воблакам надаюць дамешкі аміячных утварэнняў метан і іншыя складаныя злучэнні.
КНІГІ ОНЛАЙН
