Астраномія
Выдавец: Народная асвета
Памер: 151с.
Мінск 1977
55
Венера здаўна прыцягвала да сябе асаблівую ўвагу ўжо тым, што яна толькі крыху меншая за Зямлю па аб’ёму і па масе. Яшчэ Ламаносаў і яго сучаснікі выявілі наяўнасць у Венеры атмасферы. Ламаносаў правільна лічыў, што яна больш шчыльная, чым зямная. Пазней спектральныя назіранні выявілі ў саставе атмасферы Венеры вялікую колькасць вуыякіслага газу. Венера ахутана суцэльным покрывам белых воблакаў. Вымярэнні тэмпературы надвоблачнага слою планеты з Зямлі давалі каля —40°С і на дзённым і на начным паўшар’і.
Радыёназіранні выявілі, што Венера верціцца вакол восі ў бок, процілеглы таму, у які верцяцца ўсе планеты (акрамя Урана) і ў які яна сама абарачаецца вакол Сонца. Сонечныя суткі на ёй складаюць 117 зямных сутак. (Зорныя перыяды вярчэння ўсіх планет дадзены ў табліцы V дадатку.) Нахіл восі Венеры да плоскасці яе арбіты блізкі да прамога вугла, таму на ёй няма змены пдраў года. На Венеры заўсёды і ўсюды вельмі горача. .*
3 1961 г. пачаліся запускі да Венеры савецкіх аўтаматычных станцый. Некаторыя станцыі мелі апараты, што спускаліся на Венеру на парашуце, аўтаматычныя прылады якіх вымяралі характарыстыкі яе атмасферы на рознай вышыні і перадавалі гэтыя звесткі па радыё на Зямлю. Магнітнага поля Венеры гэтыя прылады не выявілі. Ля паверхні яе тэмпература блізкая да +450°С,
48. Параўнанне Месяца і Меркурыя ў аднолькавай фазе:
МеСЯц — злева, Меркурый — справа (маштаб гэтых фатаграфій неаднолькавы).
49. Фатаграфія Венеры, ахутаная воблакамі, атрыманая касмічнай станцыяй у 1974 г.
а ціск складае каля 100 атмасфер. Надзвычай высокая тэмпература ў ніжніх слаях атмасферы Венеры і на яе паверхні ў вялікай меры абумоўлена так званым «парніковым эфектам». Сонечныя светавыя праменні паглынаюцца ў ніжніх слаях і, спрамяняючыся назад у выглядзе цеплавых праменняў, затрымліваюцца яе воблачным слоем, як цяпло ў парніках. На 97% па масе атмасфера Венеры складаецца з_ вуглякіслага газу. Азот і інертныя газы склаДЭюць толькі некалькі працэнтаў, кісларод — каля 0,1%, а вадзяная пара яшчэ менш. 3 вышынёй над паверхняй тэмпература паніжаецца, і ў стратасферы Венеры пануе мароз. Скорасць вятроў, якая складае ўсяго некалькі метраў у секунду
ў ніжніх слаях атмасферы,
на вышынях каля 50 км дасягае 60 м/сек. Праз воблакі Венеры (састаў іх яшчэ пакуль не зразумелы) паверхня планеты нябачная. Радыёлакацыйныя даныя гавораць аб наяўнасці на Венеры рада вялікіх кратэраў, а малых там можна чакаць яшчэ больш. У бачных~ прамённях воблакГВенеры зусім аднародныя і белыя, але ва ультрафіялет.авых (рыс. 49) выразна відаць іх структура, якая сведчыць аб моцных цячэннях газу ў атмасферы. У 1975 г. АМС «Венера9» і «ВенераЮГііёрадалі на Зямлю панарамы ландшафтаў, якія ўбачылі іх тэлевізійныя камеры, апушчаныя на паверхню планеты.
2. Марс. Па размеру планета займае прамежкавае становішча паміж Зямлёй і Месяцам. Марс у два разы меншы за Зямлю па дыяметру. Яго арбіта мае значны эксцэнтрысітэт, таму, калі супрацьстаянне Марса адбываецца паблізу афелія, яго вуглавы дыяметр не больш 14" і па яркасці планета не вылучаецца сярод зорак. Калі ж Марс знаходзіцца ў супрацьстаянні паблізу перыгелія, яго бачны дыяметр дасягае 25" і ён ззяе на небе, уступаючы па яркасці толькі Венеры. Такія супрацьстаянні называюцца вялікімі і паўтараюцца праз 15 або 17 гадоў. У гэты час назіранні Марса з Зямлі асабліва спрыяльныя. У апошнія гады аб’ём нашых звестак аб Марсе рэзка павялічыўся дзякуючы скарыстанню аўтаматычных станцыйлабараторый, выведзеных на арбіту вакол Марса ў якасці ягчттдтўчТГі^гттаддроа^ Па камандзе з Зямлі яны фатаграфавалі паверхню планеты, выконваючы цэлую серыю навуковых вымярэнняў, і па радыё і тэлебачанню перадавалі інфармацыю на Зямлю. Атрыманы ўжо тысячы фатаграфій планеты з рознай адлегласці. Па іх складзены карты Марса, на якіх адзначаны дэталі размерам да 1 км, як на картах Месяца, атрыманых па назіраннях з Зямлі. Радыёлакацыя паверхні Марса
57
50. Параўнанне кратэраў на Марсе, Месяцы і Меркурыі.
паказала, што на ёй ёсць вялікія перапады вышынь да 15 км, як і на Зямлі, калі параўноўваць вышыню горных вяршынь і глыбіню акіянічнага дна.
Год Марса амаль у два разы даўжэйшы за зямны, ёсць там і змена пораў года, паколькі вось сутачнага вярчэння Марса нахілена да плоскасці яго арбіты амаль як зямная. На паверхні Марса прыкметны цёмныя плямы даволі пастаянных абрысаў на агульным аранжавым фоне (гл. каляровыя рысункі на форзацы). Да эпохі касманаўтыкі цёмныя плямы на Марсе называлі «морамі», а аранжавыя прасторы — «пустынямі». Па бачнаму перамяшчэнню плям на дыску ўстаноўленП"пфацягласць сонечных сутак на Марсе — 24 г 37,4 мін, амаль як на Зямлі.
У невялікі тэлескоп лепш за ўсё заўважыць белыя палярныя шапкі на полюсах планеты, якія складаюцца з ільду і замёрзлай вуглекіслаты. Цёмныя ж плямы бачны дрэнна і часам знікаюць зусім, нават на здымках, зробленых паблізу са штучных спадарожнікаў. Прычынай гэтага з’яўляюцца магутныя пылавыя буры, якія часам працягваюцца месяцамі і падымаюць у паветра каласальнейшыя колькасці найдрабнейшых пылінак. Такім чынам, пацвярджаецца існаванне там пясчаных пустынь, якія вызначылі сабой аранжавы колер Марса ў цэлым. Марс, таксама як Месяц і Меркурый, усеяны кальцавымі горамі (рыс. 50). Як і на Месяцы, кальцавыя горы Мадсд вулканічнага паходжання, а бпльш дробныя ў асноўным утвараюцца ад удаф'а^№&тэарытаў. Марсіянскія горы вызначаюцца большай згладжанасцю рэльефу ў параўнанні з месячнымі, што сведчыць аб з’явах выветрывання і выраўноўвання яго паверхні. Існаванне на Марсе атмасферы было ўстаноўлена ўжо даўно. Аднак гэта атмасфера вельмі разрэджана, і яе ціск прыкладна ў 100 разоў меншы за зямны. У асноўным яна складаецца з вуглекіслаты. Кіслароду і вадзяной пары ў ёй вельмі мала, але чЯГЯ1я^“мбЖіта назіраць рэдкія белыя воблакі
58
і туман, часцей над палярнымі шапкамі. Вада на Марсе з прычыны нізкага атмасфернага ціску ў асноўным можа існаваць толькі ў выглядзе пары або лёду. Мяркуючы па пылавых бурах, на Марсе йавінны'бЫцЬ Мйцныя вятры, якія дзьмуць са скорасцямі ў дзесяткі метраў у секунду.
3 даўняга часу на Марсе назіралі сезонныя змяненні ў афарбоўцы ў выглядзе цёмных плям. Напэўна, яны адбываюцца ад пераносу пылу ў час сезонных змяненняў сістэм вятроў (успомніце зямныя мусоны), а магчыма, яшчэ і ад лёгкага ўвільгатнення глебы вясной. Сутачныя тэмпературныя змяненні на Марсе дасягаюць 80—100°. Удзень на экватары тэмпература рэдка падымаецца нават да +10°С, а ўначы яна памяншаецца да лютага марозу (—70, — 100°С), асабліва холадна на полюсах (да —130°С). Сутачныя ваганні тэмпературы спалучаюцца з сезоннымі.
Суровыя ўмовы на Марсе з’яўляюцца вынікам таго, што Марс у 1,5 раза. далей ад Сонца, чым Зямля, і цяпла атрымлівае ў два з лішнім разы менш, а ўначы грунт з прычыны разрэджанасці атмасферы астывае вельмі хутка.
Рэчаіснасць развянчала папулярныя раней меркаванні аб існаванні на Марсе штучных каналаў як выніку разумнай дзейнасці марсіян. Аднак, нягледзячы на вельмі суровыя фізічныя ўмовы, Марс з’яўляецца адзінай планетай нашай сонечнай сістэмы, на якой можна чакаць існаванне прымітыўных форм расліннага жыцця. Параўнальна недалёка ад сонечнай сістэмы ў некаторых зорак выяўлены адзнакі існавання планетных сістэм. А ў Сусвеце іх павінна быць бесканечна многа і, несумненна, ёсць мноства такіх, дзе жыццё магчыма і ў сваім развіцці, можа быць, апярэдзіла нас. Марксісцкая філасофія, дыялектычны матэрыялізм вучыць, што жыццё з непазбежнасцю ўзнікае там і тады, дзе і калі ствараюцца неабходныя для гэтага ўмовы.
15 ,1. Што было б больш дастулна — назіраць паверхню Зямлі з Марса або паверхню Марса з Зямлі?
2. Калі з Зямлі на Месяцы ў тэлескоп бачны прадметы размерам у 1 км, то які найменшы размер дэталяў, бачных з Зямлі на Марсе ў такі ж тэлескоп у час супрацьстаяння (на адлегласці 55 млн. км)?
3. Вызначце па каляровых рысунках Марса на форзацы, карыстаючыся таб^ ліцай V у дадатку, размер палярнай шапкі Марса (у км).
.ПЛАНЕТЫГІГАНТЫ
3 чатырох гіганцкіх планет лепш за ўсё вывучаны Юпітэр — самая вялікая планета з гэтай групы і бліжэйшая з іх да нас і Сонца. Юпітэр большы за Зямлю па дыяметру ў 11 разоў і ў 300 з лішнім разоў — па масе. Перыяд яго абарачэння вакол Сонца каля 12 гадоў, а адлегласць ад яго — 5,2 а.адз. Вось вярчэння Юпітэра амаль перпендыкулярная да плоскасці яго арбіты, таму змены пораў года на ім няма. Ва ўсіх гіганцкіх планет вярчэнне вакол восі даволі хуткае, а шчыльнасць малая. 3 прычыны гэтага яны значна сціснутыя. У Юпітэра сцісканне роўна
59
'/16, і яго адразу можна заўважыць у тэлескоп. У Сатурна сцісканне яшчэ большае: 7ю, але прыкметна яно толькі тады, калі Зямля знаходзіцца ў плоскасці экватара планеты.
Усе планетыгіганты акружаны магутнымі працяглымі атмасферамі, і мы бачым у іх плаваючыя воблакі, выцягнутыя палосамі, паралельнымі экватару, а паверхні гэтых планет не бачым. Палосы воблакаў бачны на Юпітэры нават у слабы телескоп .(гл. каляровыя рысункі на форзацы). Ніякіх пастаянных дэталяў на Юпітэры няма, акрамя загадкавай чырвонай плямы. Юпітэр верціцца збнамі — чым бліжэй да полюсаў,
тым павольней. На экватары перыяд вярчэння — 9 a 50 мін, а ў чырвонай плямы на 5 мін 11 сек большы. Перыяды вярчэння на экватары Сатурна — 10 a 14 мін, Урана — 10 a 49 мін, Нептуна — каля 16 а. Паколькі планетыгіганты вельмі аддалены ад Сонца, іх тэмпература (па крайняй меры над іх воблакамі) вельмі нізкая: на Юпітэры — 145° С, на Сатурне — 180° С, на Уране і Нептуне яшчэ ніжэй. Спектральныя назіранні паказваюць, што атмасферы планетгігантаў маюць у асноўным малекулярны вадарод, ёсць там метан СН4 і, як відаць, многа гелію, а ў атмасферы Юпітэра і Сатурна выяўлен яшчэ і аміяк NH3. Адсутнасць палос NH3 у спектрах больш далёкіх планет тлумачыцца тым, што ён там вымерз. Пры нізкай тэмпературы аміяк кандэнсуецца, і з яго, відаць, складаюцца бачныя воблакі Юпітэра.
Тэарэтычна пабудаваны мадэлі масіўных планет, якія складаюцца з вадароду і гелію, што знаходзяцца ў цвёрдым стане з прычыны вялікага ціску, хаця ў цэнтры планеты тэмпература можа дасягаць некалькіх тысяч градусаў. Шчыльнасць газавай атмасферы ля асновы каля 0,1 г/см3'. Малая сярэдняя шчыльнасць планетгігантаў можа тлумачыцца тым, што яна атрымліваецца дзяленнем масы на бачны аб’ём, а аб’ём мы ацэньваем па непразрыстаму слою вялізнай атмасферы. Сярэдняя шчыльнасць Юпітэра 1,3 г/см3, Урана 1,5 г/см3, Нептуна 1,7 г/см3, а Сатурна нават 0,7 г/см3, г. зн. меншая за шчыльнасць вады. Малая шчыльнасць і вялікая колькасць вадароду адрозніваюць планетыгіганты ад астатніх планет.
КНІГІ ОНЛАЙН
