Земля і Місяць

1. Земля- планета.

Земля (мал. 13.1) бере участь у двох ру­хах у просторі: обертається навколо осі та рухається навколо Сонця з се­редньою швидкістю 30 км/с на середній віддалі 149,6 млн км.

Завдяки рухові Землі по орбіті з періодом 365 діб 5 год 48 хв 46 с Сонце, відображаючи цей рух, переміщується небом серед зір з тим же періодом у на­прямку, протилежному добовому обер­танню неба, із заходу на схід.

У першому наближенні Землю мож­на вважати кулею. Але через обертання, яке спричиняє появу відцентрової сили, вона дещо сплюснута біля полюсів і опукла біля екватора. Тому ближчим до справжньої форми Землі буде еліпсоїд обертання, одержаний обертанням еліпса навколо малої осі. При цьому ве­лику піввісь еліпсоїда приймають рівною а = 6 378 160 м, а малу 6 = 6 376 778 м.

Земля обертається навколо осі, причому швидкість руху точок зем­ної поверхні різна у різних широтах: максимальна на екваторі - 465 м/с - і нульова на полюсах. Відповідно і прискорення сили земного тяжіння в різних широтах різне: мінімальне на екваторі - 9,78 м/с², максимальне на полюсах - 9,83 м/с².

Вивчаючи нашу планету, вчені вже давно виділили ряд притаман­них їй оболонок. Найвіддаленішою і найпротяжнішою оболонкою Землі є магнітосфера - ділянка навколоземного простору, фізичні власти­вості якої визначаються магнітним полем Землі та його взаємодією з по­токами заряджених частинок. Маг­нітне поле Землі близьке до поля магнітного диполя, і його напру­женість становить біля 40 А/м.

Через дію потоку частинок з боку Сонця (сонячного вітру) на денному боці Магнітні силові лінії дещо притис­нуті до Землі. З протилежного, нічного боку вони відхиляються сонячним вітром, утворюючи «шлейф» протяжністю до 5 млн км. В області замкну­тих ліній геомагнітного поля існує пастка для заряджених частинок. Гео­магнітне поле захоплює і утримує всередині магнітосфери величезну кількість протонів і електронів, які утворюють радіаційні пояси
(мал. 13.2). Виділяють внутрішній і зовнішній радіаційні пояси на середній відстані від поверхні Землі відповідно 1 000-1 100 км і 35 000-50 000 км.

Земля оточена повітряною оболонкою - атмосферою (мал. 13.3) яка не має чітких меж і за своїми фізичними властивостями на різних висотах поділяється на тропосферу (висота 9-17 км від полюса до еквато­ра, температура зменшується з висо­тою до-55°), стратосферу (до 55 км, температура зростає до 0°), мезосферу (до 85 км, температура змен­шується до -85) і термосферу (від 90 км і вище, температура знову зро­стає). З урахуванням електричних властивостей атмосфери на висоті 70-400 км виділяють іоносферу, де повітря сильно іонізоване.

Головні складові (за масою) повітря: азот - 78 %, кисень - 21 %, аргон - 0,93 %, вуглекислий газ -0,03 %, озон і водяна пара. Інші гази наявні в кількості, меншій 0,01 %.

Під атмосферою лежать гідросфе­ра і літосфера - оболонки, на яких існує практично все живе на Землі.

Під гідросферою розуміють сукупність усієї води на Землі в твердому, рідкому і газоподібному стані. Найбільше води у рідкому стані. Вона утворює Світовий океан, що вміщує 97 % усієї поверхневої води і покриває 71 % земної поверхні. 2,5 % води припадає на лід, а на озера, річки і атмосферну вологу - лише 0,5 %.

Літосфера -це верхня тверда оболонка Землі. Вона повністю по­криває надра планети. Проте за допомогою сейсмічних хвиль, що поши­рюються в тілі планети під час землетрусів, було з'ясовано внутрішню бу­дову Землі (мал. 13.4). Виходячи зі швидкості поширення сейсмічних хвиль, земні надра поділяють на такі шари: кора (зона А) товщиною від 5 км під океанами до 70-80 км під найвищими горами; мантії верхня і нижня (зони С і D) загальною товщиною до 2 900 км; зовнішнє ядро (зона

Е) до 2 100 км завтовшки; внутрішнє ядро (зо­на F) радіусом до 1 300 км.

Є думка, що на відміну від кори і мантії, які загалом перебувають у твердому стані, зовнішнє ядро рідке. З ним пов'язують на­явність геомагнітного поля. Вважається, що у рідкому зовнішньому ядрі Землі можуть відбу­ватися досить складні інтенсивні рухи речови­ни, яка має високу електропровідність. При цьому виникають сильні електричні струми, які і генерують магнітне поле нашої планети.

Тверде внутрішнє ядро за температури до 7 000 К і тиску до 3,5 млн атмосфер перебу­ває у незвичайному стані. За таких фізичних умов електронні оболонки атомів руйную-

Мал. 13.4. Внутрішня будова Землі

ться і утворюється щільна плазма, насичена вільними електронами. При цьому речовина, як і метал, починає добре проводити струм, отже, за аналогією, такий її стан називається металічною фазою.

Земля має багатий хімічний склад. 90 % її маси припадає на залізо, ки­сень, магній і кремній. Земна кора майже наполовину складається з кисню, що входить до складу різних окислів, і на чверть - з кремнію. Значний відсо­ток припадає також на алюміній. Кисень, кремній і алюміній утворюють найпоширеніші у природі сполуки - кремнезем (Si0₂) та глинозем (А1₂0₃).

Найпоширенішим компонентом мантії є кремнезем у складі силі­катів. Щодо ядра, то воно, імовірно, складається із заліза з домішками нікелю і сірки чи нікелю і кремнію.

2. Рухи та зміни в земних оболонках. Всі оболонки Землі-і зовнішні, і внутрішні - постійно рухаються і змінюються. Магнітосфе­ра Землі залежно від активності Сонця змінює форму, змінюється кількість частинок у радіаційних поясах і їхня висота над Землею.

Магнітне поле планети змінює свою напрямленість і напруженість, а магнітні полюси «сповзають» зі своїх місць. З'ясовано, що в давнину напрямленість геомагнітного поля була іншою, ніж тепер, що магнітні полюси дрейфують по поверхні, і північний магнітний полюс колись знаходився поблизу екватора. А час від часу взагалі відбувається пере­орієнтація (інверсія) геомагнітного поля: північний магнітний полюс стає південним і навпаки.

Атмосфера Землі постійно розсіюється у космічному просторі, але вона поповнюється за рахунок вулканічної діяльності та випаровуван­ня води з поверхні морів і океанів. Час від часу змінюється співвідно­шення кількості газів в атмосфері (передусім водяної пари, озону 0₃ та двоокису вуглецю С0₂).

Істотно змінює свій вигляд і тверда поверхня Землі через дію Сонця, вітру та води на гірські породи, а також через тектонічні процеси, що відбуваються в надрах.

Та зміни, пов'язані з планетою Земля, відбуваються не тільки в її оболонках. Змінюються в астрономічних масштабах геометричні зв'яз­ки між Землею і Сонцем. Через вплив притягання з боку планет, Міся­ця та Сонця відбувається збурення поступального руху Землі навколо Сонця та обертального руху наколо осі.

З,періодом у 100 тис. років, пересуваючись уздовж екліптики, але в тому ж напрямку, що і Земля по орбіті, повертається до попередньо­го положення серед зір точка перигелію земної орбіти. З періодом у 90-100 тис. років у межах 0,0163-0,066 змінюється ексцентриситет земної орбіти. З періодом у 41 тис. років у межах 22-24,5° змінюється кут нахилу площини екватора до площини екліптики.

3. Вплив рухів і змін в оболонках Землі на її клімат. Відомо, що впродовж геологічної історії Землі її клімат неодноразово змінювався (хоча в цілому ці зміни не виходили за межі умов, при яких можливе існу­вання життя). Геологічні дані вказують на чергування холодних періодів, коли великі ділянки суші вкривалися льодовиками, а рівень Світового оке­ану знижувався, з періодами значного потепління, коли за північним полярним колом буяла рослинність. Такі зміни пов'язують з певними змінами та рухами в земних оболонках, а також з астрономічними факто­рами, які визначають кількість сонячної енергії, що надходить на Землю.

Зараз достовірно встановлено, що різкі зміни орієнтації гео­магнітного поля пов'язані з різкими коливаннями клімату - появою ве­ликих льодових масивів (заледенінь) і їхнього наступного танення, та по­холоданнями і потепліннями, які охоплювали Землю в цілому. Проте механізм цього взаємозв'язку поки що не розкрито.

Активне горотворення і переміщення земної кори внаслідок глоба­льних тектонічних процесів, які відбувалися впродовж геологічної історії Землі, впливають на перерозподіл морських течій та на загальну атмосферну циркуляцію, що, у свою чергу, також призводить до кліма­тичних змін на планеті.

Великий вплив на клімат має стан атмосфери, зокрема кількість во­дяної пари та вуглекислого газу, які в ній містяться. Значне підвищення вмісту водяної пари викликає збільшення хмарності, а отже зменшен­ня кількості сонячного тепла, що надходить на поверхню. А зміна вмісту вуглекислого газу С0₂ спричиняє послаблення чи посилення пар­никового ефекту, при якому вуглекислий газ частково поглинає тепло, випромінюване Землею в космос, затримує його в атмосфері й підвищує тим самим температуру поверхні та нижніх шарів атмосфери. Відомо, що явище парникового ефекту відіграє вирішальну роль у пом'якшенні клімату Землі. За його відсутності середня температура планети була б на 30-40 нижчою, ніж є насправді, і становила б не +15 С, а -15°С, а то і -25С. За таких середніх значень температури океани дуже швидко вкри­лися б льодом, перетворившись у величезні морозильники, і життя на планеті стало б неможливим. Отже, зменшення у повітрі вмісту С0₂ по­слаблює парниковий ефект і сприяє похолоданню. Впливають на кількість вуглекислого газу багато причин, серед них найголовнішими є вулканічна діяльність і життєдіяльність земних організмів.

Та найбільший вплив на стан атмосфери, а отже і на клімат Землі у всепланетному масштабі, мають зовнішні, астрономічні фактори, такі як зміна потоків сонячної радіації внаслідок непостійності сонячної діяльності та зміни параметрів земної орбіти. Астрономічну теорію коливань кліма­ту було створено ще у 20-ті роки XX ст. В цій теорії показано, що зміна ек­сцентриситету орбіти Землі від можливого мінімального 0,0163 до мож­ливого максимального 0,066 може призвести до різниці кількості соняч­ної енергії, що падає на поверхню Землі в афелії і перигелії, на 25% за рік. Залежно від того, влітку чи взимку (для північної півкулі) Земля проходить свій перигелій, така величина зміни потоку сонячної радіації може призвести до загального похолодання чи потепління на планеті.

Теорія дала змогу обчислити час льодовикових періодів у минуло­му. З точністю до похибок визначення геологічних дат, вік десятка по­передніх заледенінь збігся з передбаченнями теорії. Вона ж дозволяє відповісти на питання, коли повинне настати наступне найближче зале­деніння: сьогодні ми живемо у міжльодовикову епоху, і в найближчі 5 000-10 000 років воно нам не загрожує.

4. Супутник Землі — Місяць. Місяць - найближче до Землі небес­не тіло (мал. 13.6), яке знаходиться від неї на середній віддалі 384 400 км і має радіус 1 738 км. Маса Місяця значно поступається масі

Землі, а сила тяжіння на його поверхні приблизно у 6 разів менша, ніж на Землі.

Відношення маси Місяця до маси Землі у порівнянні з подібною величи­ною для супутників інших планет ду­же велике і становить 1:81. Друге місце (якщо не враховувати систему Плутон-Харон, 7:1) посідає супутник Нептуна Тритон, але його маса вже у 700 разів менша за масу планети. Тому є всі підстави вважати систему Зем-ля-Місяць подвійною планетою.

Період обертання Місяця навколо осі дорівнює періоду його обертання навколо Землі. І через це Місяць завжди повернутий до Землі одним боком. Обертання такого типу нази­вається синхронним. Однак, хоча в кожний даний момент спостерігач на Землі бачить рівно половину поверхні Місяця, через особливості йо­го руху по орбіті насправді можна бачити не 50 %, а 60 % поверхні.

Найкрупніші деталі поверхні Місяця можна бачити з Землі навіть не­озброєним оком. До них належать світлі й темні ділянки. Першим спос­терігав Місяць у телескоп Галілей, він і назвав темні ділянки морями. Ця назва за традицією збереглася, хоча відомо, що у місячних морях немає води. Світлі ділянки - материки - займають близько 60% видимої з Землі місячної поверхні. Це нерівні, гористі райони, пересічені гірськи­ми хребтами. Більшість із них мають земні назви: Карпати, Кавказ, Альпи тощо. Моря являють собою рівнинні ділянки місячної поверхні. Ще у XVII сторіччі деяким з них було присвоєно екзотичні назви: Море Вологості, Море Достатку, Море Криз тощо. Найбільша різниця у висо-

тах на Місяці 11 км, а по регіонах вона коливається в межах 4-6 км. На окремих ділянках місячної поверхні є також тріщини та рови, довгі й круті урвища, загадкові форми, що нагадують русла висохлих річок.

Проте найефектнішими деталями місячної поверхні є кратери (мал. 13.6), які носять імена видатних учених. Серед них одинадцять імен належать українцям. Кратерів на видимому із Землі боці налічується близько ЗО 000. Найбільші серед них - кратер Клавій з діаметром 235 км і Гримальді - 200 км. На фотографіях з космічних апаратів кратерів з діаметром від 60 см налічується більше 200 000. Біля деяких кратерів добре видно яскраві промені, де речовина відбиває до 20 % падаючого на неї світла. Найвідоміші серед таких кратерів - Тіхо і Коперник. У деяких кратерах є центральні гірки. Більшість кра­терів на Місяці мають метеоритне походження.

Відповідні вимірювання показали, що в полудень на екваторі темпе­ратура поверхні Місяця сягає 390 К, а вночі 120 К.

Близько 40 % невидимої з Землі місячної поверхні залишалися недо­сяжними для досліджень доти, доки радянська міжпланетна станція «Луна-3» (1959 р.) не здійснила обліт навколо Місяця. З'ясувалося, що на зворотному боці Місяця є такі ж деталі рельєфа, що й на видимому, але в меншій кількості. Найбільший кратер - Ціолковський (діаметр 789 км).

Від початку космічної ери досліджень в астрономії до Місяця було відправлено понад 60 космічних апаратів. Два з них доставили на Місяць самоходи «Луноход-1» і «Луноход-2», а дев'ять були пілотовані амери­канськими астронавтами (з них шість апаратів здійснили м'яку посадку).

Першою людиною, яка 20 липня 1969 р. ступила на Місяць, був американський астронавт Нейл Армстронг (мал. 13.7). Разом з Едвіном Олдріном вони здійснили м'яку посадку у місячному модулі корабля «Аполлон-11» на західній околиці Моря Спокою, тоді як третій астронавт, Майкл Коллінз, залишався на орбіті Місяця. Відтоді і до грудня 1972 р. 12 дослідників СІЛА провели на поверхні Місяця зага­лом близько 300 годин, встановили там різноманітні наукові прилади, зібрали і доставили на Землю 400 кг зразків місячного грунту.

Зразки місячних порід мають магматичне походження, їхній хімічний склад загалом такий же, як і склад земних порід, але з неста­чею нікелю і кобальту і перевагою заліза, титану, цирконію та ітрію.

Мал. 13.7. Перша висадка людини на Місяці

В місячних породах особливо багато кремнезему, глинозему, окисів заліза та кальцію. Вік місячних порід стано­вить 3-4,6 млрд років.

Місяць являє собою спокійне в тек­тонічному відношенні небесне тіло. Найбурхливіша епоха у його форму­ванні закінчилася ще 3,16 млрд років тому. У наш час повна енергія місяцетрусів, зареєстрована сейсмометрами, менша, ніж енергія землетрусів, у 1 млрд разів. В основному це місяцетруси, викликані падінням метеоритів. Але у 1958 р. співробітники Кримської астрофізичної обсерваторії М. Козирєв та В. Єзерський спостерігали в телескоп виверження газів з кратера Альфонс. А в листопаді 1971 р. група американських дослідників вия­вила в районі Океану Бур діючий гейзер.

Стале магнітне поле Місяця принаймні у 1 000 разів менше, ніж гео­магнітне. Це свідчить про відсутність у Місяця рідкого ядра. Місяць ото­чений надзвичайно розрідженою газовою оболонкою з водню, гелію, не­ону та аргону, а також протяжною пиловою хмарою.

5. Припливи і відпливи. Знаходячись на невеликій відстані від Землі, Місяць спричиняє на її поверхні явища припливів і відпливів. Припливи і відпливи виникають через те, що розміри Землі порівняно з відстанню до Місяця не безмежно малі, тому дія сили місячного тяжіння на різні її точки неоднакова (мал. 13.8). Уявимо собі, що вся поверхня Землі вкрита океаном. Тоді частинки води, найближчі до Місяця у пев­ний момент (у т. А), притягаються сильніше, а частинки найвіддаленіші від нього (у т. В) - слабкіше, ніж частинки в центрі Землі. Як наслідок, водна оболонка, створюючи припливний горб, набирає форми еліпсоїда, витягнутого в напрямку до Місяця. На відверненому від Місяця боці Землі також спостерігається припливний горб, але менших розмірів.

Земля обертається навколо осі, а тому припливні виступи пересува­ються вздовж поверхні морів та океанів услід за Місяцем зі сходу на захід зі швидкістю 1 800 км/год. Над кожним пунктом припливна хвиля проходить двічі на добу. У відкритому морі рівень води піднімається на 1-2 м, а біля узбережжя, особливо у вузьких затоках чи бухтах, рівень води піднімається значно вище - на 4-5 м. Найбільші припливи - близько 18 м - спостерігаються на узбережжі Канади, де берег поріза­ний вузькими глибокими фіордами.

Тяжіння Місяця створює при­пливні деформації не тільки у гідро­сфері, але і в атмосфері, викликаючи двічі на добу зміну тиску повітря на кілька мм рт. ст., і в літосфері, вик­ликаючи підйом поверхні Землі у середньому на 40 см.

Сонячне тяжіння також спричиняє припливи і відпливи, але через значно більшу віддаленість Землі від Сонця вони у 2,2 рази менші, ніж місячні. Через систематичну дію припливного тертя Земля поступово сповільнює своє обертання на 0,001 секунди за 100 років. Вивчення річних кілець у коралів дозволило встановити, що близько 500 млн років тому тривалість земної доби становила приблизно 21 год.

1. Які оболонки Землі вам відомі?
2. Що ви знаєте про внутрішню будову Землі?
3. Що таке парниковий ефект і як він проявляється у встановленні температури поверхні нашої планети?
4. Які ефекти, пов'язані з особливостями руху Землі навколо Сонця, можуть обумовлювати коливання клімату на ній?
5. З яких причин поверхня Місяця густо вкрита кратерами і не схожа на поверхню Землі?

13.1. За даними курсу біології порівняйте вміст хімічних елементів в організмі людини з їхньою середньою поширеністю в речовині Землі.
13.2. Поясніть з допомогою малюнка схему виникнення припливів і відпливів.

§14. Планети земної групи

1. Подібність і несхожість. Планетам земної групи властиві порівняно невеликі розміри і маси, велика середня густина (для Мер­курія, Венери і Землі відповідно 5,4, 5,2 і 5,5 г/см³, для Марса 3,97 г/см³) і тверда поверхня. Практично однакові значення густин свідчать про подібність співвідношень вмісту хімічних елементів, з яких утворені надра планет.

Зовсім інший вигляд має порівняння хімічного складу атмосфер. Так, Меркурій має дуже розріджену газову оболонку, основним ком­понентом якої є гелій. Атмосфера Венери на 97 % складається з вугле­кислого газу; азоту в ній менше 2 %, вміст водяної пари поблизу поверхні планети - всього 0,002 %. Аналогічно в атмосфері Марса вуг­лекислого газу 95 %, азоту 2,7 %, водяної пари 0,1 %. Щоправда, ма­си цих двох атмосфер різні. Атмосфера Марса дуже розріджена, і тиск

біля його поверхні в середньому в 160 разів менший, ніж на рівні моря для Землі. Атмосфера Венери, навпаки, дуже густа, біля поверхні її гу­стина лише у 15 разів менша від густини води і тиск - близько 90 атм. Отже, порівняно з іншими планетами земної групи Земля має унікальний склад атмосфери, де переважають азот і кисень.

Згідно з сучасними теоріями колись у земній атмосфері також було багато вуглекислого газу, який посідав у ній друге місце за вмістом. Од­нак за наявності на Землі води, яка дуже добре розчиняє вуглекислий газ, при формуванні осадкових порід на дні океану він досить швидко був зв'язаний у вигляді карбонату в крейді та вапняку. Живі організми сприяють цьому процесу впродовж мільярдів років, тому практично весь вуглекислий газ зник з атмосфери планети. Якби зараз цей газ рап­тово виділився, тиск біля поверхні Землі збільшився б до 40 атм.

Ще одна особливість планет земної групи: вони повільно оберта­ються навколо своїх осей. Зоряна доба на Меркурії триває близько 59 земних діб, а на Венері, як було виявлено у 1966 р. радіолокаційним ме­тодом, - 243,2 земної доби, причому обертається вона навколо осі у зво­ротному напрямку, тобто за годинниковою стрілкою, якщо дивитися на неї з боку північного полюса, а не проти, як більшість планет Сонячної системи. Земля і Марс обертаються навколо осей значно швидше, відповідно за 23 год 56 хв і 24 год 37 хв. Але це все одно набагато повільніше, ніж планети-гіганти.

2. Меркурій. Меркурій - найближча до Сонця планета (мал. 14.1). За розмірами вона не набагато більша від Місяця: її еква­торіальний радіус становить 2439 км, а сила тяжіння у 2,6 рази менша

від земної. Планета рухається навколо Сонця з періодом 87,97 зем­них діб по витягнутій еліптичній орбіті з ексцентриситетом 0,21. То­му в перигелії Меркурій перебуває від Сонця на відстані 45,9 млн. км, в афелії - 69,7 млн км. Вісь обертання Меркурія нахилена до площини його орбіти на 83, тобто лише на 7° відхи­ляється від перпендикуляра.

Оскільки період осьового обер­тання Меркурія становить ²/₃ пе­ріоду обертання навколо Сонця, то за кожні свої два роки він робить три оберти відносно зір і один оберт відносно Сонця. Тобто, одна сонячна

Мал. 14.1. Меркурій доба на цій планеті триває

майже два її роки.

Через велику витягнутість орбіти Меркурія здається, що Сонце дивним чином рухається його небосхилом. У своєму русі воно може прискорюватися чи сповільнюватися, зупинятися і навіть рухатися у зворотному напрямку.

У деяких районах Меркурія можна спостерігати ще більш вражаю­че явище: через деякий час після сходу, піднявшись на невелику висо­ту над обрієм, Сонце, наче «забувши» щось важливе під обрієм, поспішає назад, заходить там, де зійшло і знову сходить. Така ж карти­на відбувається і на заході: Сонце заходить, потім знову сходить на не­босхил, підіймається на невелику висоту і знову заходить.

Мал. 14.2. Поверхня Меркурія

Через відсутність атмосфери і близкість до Сонця фізичні умови на поверхні Меркурія дуже суворі. Для нього властиві різкі перепади температури впродовж доби. В полудень на екваторі максимальна температура сягає 700 К, вночі вона знижується до 100 К і нижче.

З допомогою КА з'ясовано, що Меркурій має дуже розріджену га­зову оболонку, яка в основному складається з гелію, а також водню (він представлений у набагато меншій кількості), є незначна кількість аргону, неону, ксенону. Концентрація частинок така, як у земній атмосфері на висоті 700 км. Ця газова оболонка не є власною атмосферою планети: силою свого тяжіння Меркурій захоплює час­тинки сонячного вітру, які в середньому через 200 діб покидають пла­нету, а на їхнє місце надходять нові.

Через значну близкість до Сонця спостерігати подробиці на по­верхні Меркурія з Землі було неможливо. І лише у 1974-1975 pp. АМС «Маринер-10» (США) передала на Землю близько 10 000 знімків Меркурія. На цих знімках добре видно, що поверхня Мер­курія суцільно покрита кратерами (мал. 14.2), чим він дуже схо­жий на Місяць. От тільки кратери розташовані густіше і вони плоскіші, ніж на Місяці: мають меншу глибину і меншу висоту кільцевих валів, що їх оточують. На Меркурії немає характерних для Місяця морів, але є цілком нові деталі - величезні, довжиною в кілька сотень (часом до тисячі) кілометрів сходинкоподібні скиди висотою до 2-3 км.

Несподівано було виявлено магнітне поле Меркурія, напруженість якого становить близько 1% напруженості магнітного поля біля по­верхні Землі. Наявність магнітного поля дозволяє припустити, що Мер­курій має досить велике металеве ядро, розміри якого можуть досягати ²/з діаметра планети. Вважається, що в ядрі зосереджено до 80% усієї маси Меркурія, і цим визначається його найбільша середня густина се­ред усіх планет Сонячної системи.

3. Венера. Венера - друга в Сонячній системі й найближча до Землі планета (мал. 14.3). З періодом 224,7 земних діб вона рухається навколо Сонця на середній відстані 108,2 млн км по майже коловій орбіті. Радіус і маса планети мало відрізняються від земних, відповідно 6051 км і 0,82т. Сила тяжіння на Венері становить 0,9 сили тяжіння

Мал 14. 3. Венера

на Землі. Вісь обертання планети ли­ше на 3° відхиляється від перпенди­куляра до площини її орбіти.

Венера дуже повільно обер­тається навколо осі у зворотному на­прямку з періодом 243 земних доби. Оскільки періоди обертання навколо осі та навколо Сонця виявилися близькими, і обертання відбу­ваються в протилежних напрямках, то за один свій рік Венера тільки двічі встигає здійснити оберт навко­ло осі по відношенню до Сонця. В ре­зультаті сонячна доба на Венері три­ває 117 земних діб.

Ще в 1761 р. під час проходження Венери по диску Сонця М. Ломоносов з'ясував, що ця планета має ат­мосферу. Вона виявилася такою щільною, що через неї поверхню плане­ти побачити неможливо.

Потужний хмаровий шар відбиває у космос 75 % сонячного світла (для порівняння: Земля відбиває 36 % сонячного світла). А тому за своєю яскравістю на земному небосхилі Венера посідає третє місце після Сонця і Місяця. Це єдина планета, від світла якої земні предмети можуть відкидати тінь.

З'ясувалося, що температура на поверхні планети досягає 780 К, а тиск - порядка 80-100 атм. Головна складова атмосфери - вуглекислий газ, 96 % за об'ємом. Окрім того, до складу атмосфери входить багато інших газів, не типових для земного повітря: чадний газ, метан, аміак, двоокис сірки, соляна та плавикова кислоти, аце­тилен,, етан.

Наявність в атмосфері Венери великої кількості вуглекислого газу спричиняє явище парникового ефекту, яке проявляється значно сильніше, ніж на Землі. Через високий коефіцієнт відбиття сонячного світла хмаровим шаром поверхня Венери отримує менше сонячної енергії, ніж земна. Але через інтенсивне поглинання великою кількістю вуглекислого газу теплової радіації у нижніх шарах атмосфе­ри за мільярди років існування планети поверхня розігрілась так, що каміння буквально світиться.

Мал. 14.4. Поверхня Венери

Денна температура атмосфери нижча, ніж температура поверхні, а уночі вона стає ще нижчою - до 420 К. У зв'язку з високою темпера­турою на Венері немає води. Більше того, конденсовані на великій висоті краплі дощу випаровуються, не досягаючи поверхні.

Від початку 1970-х років цю планету досліджували понад 20 АМС. Зокрема, АМС «Венера-9» (СРСР, 1975 р.) передала на Землю перші зображення поверхні Венери (мал. 14.4). Надзвичайно цікаву інформацію було отримано за допомогою радіолокаторів АМС «Магел­лан» (США, 1990 p.). Було виявлено велетенські кратери, сотні згаслих вулканів з діаметрами до 50 км, просторі низовини і плато, високі гірські масиви. Отримані дані свідчать про те, що у минулому Венера пережила період високої тектонічної активності, але у наш час не має жодної ознаки її продовження.

Деталям поверхні Венери за традицією надають лише жіночі імена. Кратери Аксентьєва і Федорець названі на честь астрономів України.

4. Марс. Марс - четверта планета Сонячної системи (мал. 14.5), яка з періодом 687 земних діб рухається навколо Сонця на середній відстані 228 млн км. За розмірами Марс майже удвічі, а за масою - в дев'ять разів менший від Землі, сила тяжіння на Марсі становить 0,39 земної. Вісь його обертання нахилена до площини орбіти під кутом 25°, завдяки чому на Марсі відбувається зміна пір року, а тривалість доби лише на 20 хв менша за земну. Напрямок на точку перигелію Марса близький до напрямку на точку афелію Землі. Тому коли обидві планети у своєму русі навколо Сонця опиняються поблизу цих точок водночас, тобто Марс перебуває у протистоянні до Землі, віддаль між ними стає найменшою - 56 млн км. Таке взаємне положення Землі та Марса називається великим про ти- стоянням.

Великі протистояння повторюються через кожні 15 років і трап­ляються у серпні - на початку вересня. У цей час Марс повернутий до Землі південним полюсом, і тому-його південна півкуля вивчена краще, ніж північна.

Марс має розріджену атмосферу. Це дозволяє вивчати його поверх­ню безпосередньо з Землі. Дві третини поверхні Марса займають світлі ділянки, які отримали назву материків, близько третини - темні ділянки, названі морями. Вони зберігають свою форму в часі, що дозво­лило скласти точні карти поверхні. Поблизу полюсів восени утворю­ються білі плями - полярні шапки, які зникають повністю або значно зменшуються в розмірах на початку літа.

Під час великого протистояння 1877 р. італійський астроном Дж. Скіапареллі повідомив про відкриття ним на поверхні Марса чітких ліній, які ніби перетинають марсіанські пустелі, і дав їм назву канали. Було навіть висловлено припущення, що це споруди, створені розумними істотами для транспортування води від полюсів планети у зневоднені приекваторіальні райони.

З початку 1960 р. до Марса було спрямовано біля трьох десятків АМС. Високоякісні зображення поверхні планети відкрили для землян новий образ Марса. Виявилося, що Марс, як і Місяць, укритий крате­рами. (До речі, п'ять кратерів мають імена астрономів, які народились або працювали в Україні - Барабашов, Фесенков, Герасимович, Струве, Сімейкін; є також кратери Євпаторія та Фастів). Але, наприклад, така ділянка, як Еллада - величезна чаша діаметром 1 700 км, що лежить нижче навколишнього ландшафту на 5,5 км, - практично позбавлена кратерів. Є на Марсі також безладно розташовані пагорби і провалля, різного роду утворення, схожі на русла висохлих річок, системи вузь­ких тріщин, гірські райони і окремі гори вулканічного походження (мал. 14.6, на стор. 82).

Біля екватора планети розташована головна геологічна особ­ливість Марса - вулкано-тектонічний регіон Фарсіда, який, окрім того, є найважливішим погодотворчим фактором на планеті. Це вул­канічне плато, яке здіймається над навколишньою територією на ви­соту до 4-5 км, а третина його площі - навіть на 8-9 км, є лише п'єдесталом для велетенських і давно згаслих вулканів 19-27 км заввишки. Три з них розташовані в одну лінію, яка перетинає еква­тор. А четвертий, феноменальний у своїй грандіозності, знаходиться осторонь від них.

Мал. 14.5. Марс

Мал. 14.6. Поверхня Марса

Цей найбільший у Сонячній системі вулкан носить назву Олімп (мал. 14.7). Діаметр основи щита, на якому він розташований, стано­вить 600 км. Щит обривається прямовисним скелястим уступом висо­тою 6 км. Вивершує щит вулканічна вершина з кратером розмірами 65x80 км і висотою 27,4 км над середнім рівнем поверхні.

Мал. 14.7. Вулкан Олімп

На особливу увагу заслуговує рифтова долина Маринер (мал. 14.8) понад 4 000 км завдовжки і до 200 км завширшки. Основою цієї рифто-вої долини є величезний (2 500 км завдовжки, 75-150 км завширшки і до 6 км завглибшки) каньйон Титоніус Часма, що означає «величезна безодня». На крутих схилах каньйону - зсуви та осипи, глибокі яруги. Його дно несе на собі сліди бурхливої діяльності потоків води. Оскільки зараз рідкої води на Марсі немає, то існує припущення, що у минулому клімат планети був значно теплішим, так що на ній існували моря і протікали річки.

Мал. 14.8. Долина Маринер

Марсіанський грунт - це дрібнодисперсний матеріал (реголіт), у якому міститься 15-20 % кремнію, 12-16 % заліза, близько 10 % фос­фору, 7 % марганцю та кобальту, а також кальцій, хром, нікель, ва­надій, титан, молібден, цирконій та ін. Жодна з відомих земних гірських порід не збігається за складом з марсіанськими.

Червонуватий колір марсіанської поверхні обумовлений великою кількістю окислів заліза, тобто звичайнісінької іржі. Тому панорами марсіанської рівнини, передані в різні роки американськими станціями, - це оранжево-червона пустеля, вкрита численними каме­нями з різкими краями (мал. 14.9).

Температурні умови на Марсі визначаються його відстанню від Сон­ця, густиною та складом атмосфери, а також оптичними властивостями грунту. Найвища температура, зареєстрована на поверхні Марса, стано­вить 300 К, але вона різна для світлих і темних ділянок, що лежать по-­

ряд. Тому потрібно гово­рити про середню темпе­ратуру 230 К. На екваторі вона встановлюється при­близно через годину після полудня. Вночі температу­ра навіть в екваторіаль­них районах знижується до 170 К, а в полярних - до 140 К. Такий великий пере­пад температур пояснюєть­ся малою теплопровідністю грунту.

Мал. 14.9. Марсіанська рівнина

Атмосфера на Марсі дуже розріджена, її тиск біля поверхні становить в середньому 0,006 тиску земної атмосфери. За складом вона нагадує атмосферу Венери: 95 % належить вуглекисло­му газу, близько 4 % - азоту і аргону. Кисню і водяної пари в атмосфері Марса менше 1 %, проте в ній є хмари з кристаликів льоду, так що вона рідко буває цілком прозорою. Швидкість вітру, як правило, невелика, але часом досягає значення 40-50 м/с, і тоді вітер піднімає марсіанський пил високо догори, утворюючи пилову бурю (мал. 14.10).

Мал. 14.10. Розвиток пилової бурі в атмосфері Марса

Найсильніші пилові бурі можуть тривати по декілька місяців і повністю закривати поверхню. Через невелику силу тяжіння навіть після закінчення пилової бурі в повітрі зависає значна кількість пили­нок, забарвлюючи небо у рожевий колір.

Полярні шапки (мал. 14.11), які змінюють свої розміри в залеж­ності від марсіанської пори року, складаються з твердої вуглекислоти. Влітку вона випаровується, залишаючи невелику ділянку водяного льоду завтовшки в кілька сот метрів. Вважається, що вся вода на Марсі

знаходиться у зв'язаному ста­ні на полярних шапках і в шарі вічної мерзлоти.

Багато цінної інформації отримали астрономи від мар­сохода «Соджорнер», який працював на поверхні Марса у другій половині 1997 р. Зо­крема, він передав на Землю близько 40 стереоскопічних знімків поверхні планети.

Та найголовніший і не­втішний для землян резуль­тат експедиції «Соджорнер» полягає у негативній від­повіді на сакраментальне пи­тання - чи є життя на Марсі?

Мал. 14.11. Полярна шапка Марса

Його не виявлено.
5. Супутники Марса. В існуванні двох супутників Марса не сумнівався свого часу Кеплер, як це видно з його листа до Галілея: «Я... шалено хочу мати телескоп, щоб, якщо зможу, випередити вас у відкритті двох супутників, які обертаються навколо Марса». А письменник Дж. Свіфт у «Мандрах Гуллівера» (1726 р.) написав: «Вчені Лапути відкрили два супутники, що обертаються навколо Мар­са,... з яких внутрішній віддалений від центра планети точно на три її діаметри, а зовнішній - на п'ять, перший обертається в просторі за 10 годин, а другий - за 21 ¹/₂

Під час протистояння Марса у серпні 1877 р. американець А. Холл (1829-1907), архітектор за фахом, випробовуючи новий 66-сантиметровий рефрактор, узявся відкрити ці супутники. Ось його спогади: «Шан­си виявити супутник здавалися дуже малими, так що я міг би відмови­тись від пошуку, якби не моя дружина, яка наполегливо вселяла мені віру в успіх». Проте трапилось неймовірне: 2 серпня Холл уперше поба­чив супутник, згодом названий Деймосом, а 17 серпня він відкрив Фо­бос. Імена супутників - Фобос і Деймос - в перекладі з давньогрецької означають відповідно «страх» і «жах». Це, за легендою, - сини бога війни Ареса (Марса), вічні супутники свого батька.

Відстань Фобоса і Деймоса від центра Марса відповідно 2,76 і 6,9 радіуса планети (Фобос у 40 разів ближчий до поверхні Марса, ніж Місяць до Землі), період обертання відповідно 7 год 39 хв і 30 год 18 хв. Супутники Марса дуже «оригінально» поводять себе на його небі: Фобос за одну марсіанську добу встигає зробити три оберти навколо планети, сходячи на заході і заходячи на сході, а Деймос,

зійшовши на сході, перебуває над горизонтом близько 65 год, тобто понад 2,5 марсіанської доби. Супутники рухаються в площині ек­ватора і по колових орбітах.

Супутники Марса - дрібні небесні тіла, які за формою нагадують картопли­ни. Розміри Фобоса становлять 28x20x18 км, Деймоса - 16x12x10 км. По­верхні супутників поцятковані кратерами набагато сильніше, ніж поверхня Марса. На знімках Фобоса (мал. 14.12) добре вид­но найбільший кратер на його поверхні - Стінні діаметром 10 км. Відстань між бо­рознами глибиною до 30 м становить 200-300 м. Природа цих утворень досі за­лишається нез’ясованою.

Мал. 14.12. Фобос

1. У чому полягає подібність і в чому - несхожість планет земної групи?

2. Чому дорівнює сонячна доба на Меркурії? на Венері?
3. Чому на Венері парниковий ефект проявляє себе значно сильніше, ніж на Землі? 4. Чи справді на поверхні Марса є канали в тому розумінні, як це уявляли собі астрономи сто років тому?

14.1 Покладаючи, що Меркурій рухається навколо Сонця рівномірно по коловій орбіті, доведіть графічно, що за одну його сонячну добу він здійснює два оберти навколо Сонця і три - навколо своєї осі відносно зір.
14.2. Для гіпотетичного спостерігача на Венері запропонуйте метод визначення тривалості доби, враховуючи неможливість візуально спостерігати небесні світила (зокрема Сонце і зорі).

Планети-гіганти та їхні супутники

Основна відмінність планет-гігантів від планет земної групи -їхні істотно більші маси і розміри. Водночас густини планет цієї групи значно менші, ніж у планет земної групи, що свідчить про різницю хімічного складу. Всі планети-гіганти мають потужні воднево-гелійові атмосфери з домішками аміаку і метану (до 0,1%), а також великі сис­теми супутників і кілець. Планети цієї групи обертаються навколо осі набагато швидше, ніж планети земної групи. При цьому кожна з них має помітно менший період обертання екваторіальних зон у порівнянні з приполюсними.

Такий закон обертання, типовий для всіх газоподібних тіл, спос­терігається і в Сонця. При цьому Юпітер і Сатурн та Уран і Нептун та­кож досить чітко поділяються між собою на дві пари. Юпітер і Сатурн мають більші розміри, менші густини і менші періоди обертання, ніж Уран і Нептун.

Чіткий поділ планет-гігантів на дві групи - це дуже важливий екс­периментальний факт, який вимагає обов'язкового пояснення сучас­ною теорією походження і еволюції Сонячної системи.

1. Юпітер. Юпітер - найбільша планета Сонячної системи (мал. 15.1), яка з періодом 11,86 земного року обертається навколо Сонця на відстані близько 5,2 а. о. Юпітер швидше за всі інші планети обертається навколо своєї осі - зоряна доба на Юпітері триває 9 год 50 хв. Через швидке обертання його

екваторіальний радіус (71 400 км) значно перевищує полярний (66 900 км) - планета помітно сплюснута біля полюсів. Маса Юпітера і сила тяжіння на його по­верхні відповідно у 318 і 2,5 рази більші за земні показники. Середня густина становить 1,3 г/см³.

Навіть у невеликий телескоп на Юпітері добре помітні світлі та темні смуги, що простягаються паралельно екватору. Вони порівняно стійкі про­тягом днів та тижнів, але поступово змінюються впродовж років. Це вка­ ує на їхню хмарову природу та на

Мал. 15.1. Юпітер

відносно стійкий тип атмосферної циркуляції. Смуги мають різноманітне забарвлення, що змінюється з часом. Період обертання Юпітера, визначений за рухом деталей, роз­ташованих на різних широтах, виявляється різним: він збільшується з ростом широти. Отже, смуги в середніх широтах рухаються повільніше, ніж на екваторі.

У 1831 р. в південній півкулі Юпітера було виявлено слав­нозвісну Велику Червону Пляму (ВЧП). Про неї було відомо й раніше, бо є свідчення спостере­-

жень Гука, на малюнках якого, ви­конаних ще 1664-1672 pp., теж є пляма. ВЧП (мал. 15.2) орієнтова­на вздовж паралелі й має розміри 15 000x30 000 км, а сто років тому вони були удвічі більшими. Ця пляма - це потужний антициклон, що обертається проти годиннико­вої стрілки. Обертання всередині плями відбувається за 6 земних діб. Виникнення та існування ВЧП пов'язане з різною швидкістю руху атмосферних мас, між якими вона

Мал. 15.2. Велика Червона Пляма

знаходиться: маси, розташовані вище, рухаються проти годинникової стрілки повільніше, ніж ті, що нижче. Через тертя верхня частина ВЧП трохи гальмується, а нижня - прискорюється, що і призводить до утворення цього на ди­во стійкого вихора.

В атмосфері Юпітера міститься близько 86 % водню, 14 % гелію, 0,07 % метану, 0,06 % аміаку, а також вода, ацетилен, фосфін. Хмари складаються в основному з аміаку.

В розрахунку на одиницю площі Юпітер отримує у 27 разів менше тепла від Сонця, ніж Земля. Його верхні шари, відбиваючи 50 % соняч­ної енергії, повинні були б мати температуру близько 210 К, проте прямі вимірювання як наземними засобами, так і за допомогою космічних апаратів вказують на більшу температуру: вона на 17 К ви­ща. Тобто надра планети дають свій власний потік енергії, в середньому удвічі більший, ніж вона отримує від Сонця. Цей додатковий потік теп­ла приводить до появи в атмосфері Юпітера бурхливих вертикальних течій з виносом догори гарячих мас газу, які після охолодження пори­нають назад.

Причиною переважання випромінюваної енергії над отриманою від Сонця можуть бути процеси гравітаційного стискування первинної ре­човини, з якої сформувався Юпітер. За своїми характеристиками Юпітер займає проміжне положення між планетними і зоряними утво­реннями, і його остаточне формування ще й досі не завершилось.

Юпітер не має твердої поверхні. За підра­хунками вже на глибині кількох тисяч кіло­метрів речовина атмосфери плавно переходить у газорідкий стан, ще глибше під ним залягає зона рідкого водню з гелієм, а ще глибше рідкий водень переходить у металічну фазу - пе­ретворюється на метал, у якому протони і елек­трони існують окремо. Останній перехід відбу­вається стрибком; речовина, змінюючи свою фазу, стискається, при цьому і виділяється до­даткова енергія.

У 1955 р. виявлено, що Юпітер є потужним джерелом радіовипромінювання. Планета має магнітне поле, напруженість якого у 50 разів більша, ніж у земного. Це поле формує навколо планети протяжну магнітосферу з декількома Мал. 15.4. lo радіаційними поясами. Електрони, прискорені

в магнітосфері планети, тут же гальмуються її магнітним полем, випромінюючи головним чином у радіодіапазоні.

Чотири із 28 супутників Юпітера - Іо, Європа, Ганімед і Каллісто -ще у 1610 р. були відкриті Галілеєм, він же дав їм назви, а тому їх час­то називають галілеєвими. В 1979 р. поблизу планети пройшли АМС «Вояджер-1» і «Вояджер-2» (США). Вони передали на Землю зображен­ня планети і супутників з близьких відстаней (мал. 15.3). Особливо вра­жають поверхні галілеєвих супутників.

Поверхня Іо (мал. 15.4) має жовтувато-червоний колір. На супут­нику зареєстровано 7 діючих вулканів. Вулканічні процеси на Іо проходять досить бурхливо: продукти викиду (в основному це спо­луки сірки) піднімаються на висоту до 300 км.

Мал. 15.3. Галілеєві супутники Юпітера

Мал. 15.6. Ганімед - найбільший супутник планети у Сонячній системі

Практично вся поверхня Європи вкрита мережею тріщин, довжина яких в окремих випадках сягає 1 500 км (мал. 15.5). Напевно, зовнішня оболонка Європи до глибин від 10 до 100 км складається з во­дяного льоду. Вона відбиває до 70% сонячного світла, а тому середня температура поверхні Європи нижча, ніж у Іо, і становить 120 К.

Ганімед - найбільший серед супутників Юпітера і взагалі у Со­нячній системі (мал. 15.6). Існує припущення, що він значною мірою складається з води або льоду. Його поверхня відбиває до 40% сонячно­го світла і має температуру 140 К.

Каллісто - четвертий галілеєвий супутник, цікавий тим, що йо­го відвернена від Юпітера сторона вкрита кратерами. Вважають, що

їхній вік становить 4 млрд років, і виникли вони внаслідок потужного метеоритного бомбардування на ран­ній стадії існування Сонячної систе­ми. Каллісто - темний супутник, бо його поверхня - лід, забруднений пи­лом, - відбиває лише 20 % сонячного світла.

Мал. 15.5. Європа

Через це і температура на його поверхні найвища серед галіле-євих супутників - 150 К.

Всі галілеєві супутники за своїми розмірами наближаються до пла­нет, їхні середні густини більші, ніж у Юпітера, а періоди їхнього осьо­вого обертання і обертання навколо Юпітера майже збігаються.

У березні 1979 р. «Вояджер-2» відкрив навколо Юпітера кільце. Воно подібне до кілець Сатурна, але значно менше за розмірами і дуже тонке. Доречно згадати, що думку про існування у Юпітера кільця, а та­кож існування на супутниках великих планет інтенсивних вул­канічних процесів ще 1955 р. сміливо висловив київський астроном Сергій Костянтинович Всехсвятський (1905-1984).

2. Сатурн. Сатурн - друга планета-велетень і шоста числом планета в Сонячній системі (мал. 15.7). Майже у всьому подібна до

Юпітера, вона обертається навко­ло Сонця з періодом 29,5 земних років на відстані близько 9,5 а. о. Зоряна доба на Сатурні триває 10 год 14 хв. Через швидке обер­тання він також сплюснутий біля полюсів: полярний радіус плане­ти менший від екваторіального.

Мал. 15.7. Сатурн

Як і в Юпітера, періоди його обертання у різних широтах не однакові. Маса Сатурна в 95 разів більша за масу Землі, а сила тяжіння в 1,12 рази більша за земну.

Сатурн має на диво низьку густину, нижчу за густину води - лише 0,7 г/см'. І якби знайшовся такий велетенський океан з води, куди мож­на було б занурити Сатурн, він би не потонув. Така маленька густина свідчить про те, що, як і решта планет-гігантів, Сатурн переважно скла­дається з водню і гелію.

Оскільки Сатурн знаходиться в 9,5 разів далі від Сонця, ніж Земля, то на одиницю площі він отримує в 90 разів менше тепла, ніж вона. Згідно з розрахунками температура зовнішнього шару хмарового по­криву повинна становити 80 К, насправді ж температура атмосфери планети дорівнює 90 К. Отже, Сатурн, як і Юпітер, перебуває у стані повільного стискання.

На диску жовтуватого кольору окремі деталі верхніх шарів атмо­сфери Сатурна проявляються значно слабкіше, ніж на Юпітері.

Мал. 15.8. Зміна умов видимості кілець Сатурна

Та все ж приекваторіальні темні смуги видно досить добре. Помітно та­кож, що приполярні зони здаються злегка зеленуватими. Окрім того, час від часу з'являються світлі й темні плями, завдяки яким і було визначено період обертання Сатурна. У верхніх шарах хмарового покриву спостеріга­ються сильні вітри, швидкість яких в екваторіальній зоні досягає 110 м/с.

Як і Юпітер, Сатурн має магнітне поле, радіаційні пояси, і є джерелом радіовипромінювання.

Серед планет-гігантів Сатурн найбільше вражає уяву величною системою кілець, які добре видно в най­простіший телескоп. Вони були відкриті X. Гюйгенсом ще у XVII ст. їхня площина лежить точно у площині екватора планети, нахиленій до площини екліптики під кутом 28,5°. Тому залежно від того, як зорієнто­ваний Сатурн по відношенню до Землі, кільця видно максимально роз­критими під тим же кутом, або, коли Земля знаходиться в площині кілець, їх взагалі не видно (мал. 15.8).

Кільця Сатурна мають складну структуру. «Вояджер-1» і «Вояджер-2», які пролетіли повз Сатурн у 1980-1981 pp., передали на Землю зоб­раження кілець з близької відстані (мал. 15.9).

Мал. 15.9. Кільце Сатурна

На фотографії видно, що кільця Са­турна складаються з сотень окремих вузьких кілець, розділених такими ж вузькими проміжками. Самі ж кільця складаються з окремих часток водяного крихкого снігу розмірами від дрібних пи­линок до брил у 10-15 м завбільшки, які добре відбивають сонячне світло. Шири­на кілець разом із найвіддаленішим дуже

слабким кільцем, відкритим «Воядже­ром», становить 65 000 км, а товщина не

перевищує 1 км.

Окрім кілець, Сатурн має 30 відомих на сьогодні супутників. «Вояджери» передали на Землю зображення деяких із них. Як і всі інші тіла в Сонячній системі, що не мають атмосфери, вони вкриті безліччю кратерів. Найбільший супутник Сатурна, Титан, має потужну не­прозору атмосферу товщиною до 200 км. Вона складається з азоту з домішками метану і водню.

3. Уран і Нептун. Уран (мал. 15.10) був відкритий англійським астрономом
В. Гершелем 1781 p., а Нептун (мал. 15.11) -

німецьким астрономом Галле 1846 р. після теоретичних розра­хунків француза Левер'є і англій­ця Адамса.

До початку космічної ери відомостей про ці планети було мало. Так було відомо, що Уран - це планета, майже у 4 рази більша за Землю. Вона рухається навколо Сонця з періодом 84 зем­них роки на відстані 19,2 а. о. і має екваторіальний період обер­тання навколо осі 17 год 14 хв. Нахил її осі обертання до площи­

Мал.15.10.

ни орбіти становить 98°, тобто Уран рухається навколо Сонця. Уран «лежачи на боці» та ще й обертається, як і Венера, у зворотному на­прямку. Маса Урана у 14,6 рази більша за земну, а екваторіальний радіус становить 25 600 км. Середня густина Урана - 1,19 г/см³.

Нептун у 4 рази більший за Землю. Він рухається навколо Сон­ця з періодом 164,8 земних років на відстані 30 а. о. і має екваторіальний період обертання 17 год 42 хв. Нахил його осі обертання до площини

орбіти становить 29°, маса у 17 разів більша за земну, а еква­торіальний радіус становить 24 800 км. Середня густина Неп­туна найбільша серед усіх планет-велетнів - 1,66 г/см³.

Виміряні температури зов­нішнього хмарового покриву для обох планет на 10-20 К переви­щують розрахункові. Отже, у обох планет є додаткове джерело тепла із надр. Можливо, це тепло має та­ку ж природу, як і в Юпітера чи Сатурна. В атмосферах обох пла­нет є молекули водню, метану, ацетилену.

Мал. 15.11. Нептун

Детальну інформацію про ці далекі планети вдалось отримати тільки після проходження АМС «Вояджер-2» поблизу Урана в січні 1986 р. і Нептуна в серпні 1989 р.

Виходячи з останніх даних, робляться припущення, що Уран на 50 % складається з водяного льоду, на 40 % - з різних кам'янистих порід і на 10 % - з водню та інших газів.

У 1977 р. при покритті Ураном зорі у нього було відкрито 5 вузьких кілець. Згодом з'ясувалося, що їх 9. А при прольоті АМС «Вояджер-2» було виявлено слабке десяте кільце. Кільця Урана дуже вузькі, 1-10 км завширшки, і тільки зовнішнє кільце в найширшій частині досягає 96 км. Мабуть, вони складаються з дрібного темного пилового матеріалу, бо погано відбивають сонячне світло. Товщина кілець - кілька десятків метрів.

Мал. 15.12. Супутники Урана

Після прольоту АМС стала відомою геологічна будова п'яти вели­ких супутників Урана: Аріеля, Умбріеля, Титанії, Оберона і Міранди (мал. 15.12). Було відкрито ще 12 супутників, які мають вигляд безформ­них брил невеликих розмірів від 10 до 100 км.

Щодо планети Нептун, то у невиявлено досить динамічну блакит­ного кольору атмосферу, на тлі якої видно білі метанові хмари і дві темні плями - велику і малу. їхня природа, мабуть, така ж, як і приро­да Великої Червоної Плями на Юпітері.

У Нептуна, окрім двох відомих раніше, відкрито ще 6 супутників. Найбільший із них, Тритон, має дуже розріджену азотну атмосферу і поверхню, яка нагадує Місяць. Рухається Тритон навколо Нептуна у зворотному напрямку.

АМС «Вояджер-2» відкрила навколо Нептуна кільця, що склада­ються з дрібних пилових частинок.

4. Система Плутон—Харон. Найдальшу, дев'яту числом пла­нету Сонячної системи - Плутон - було відкрито у 1930 році. Плутон ру­хається навколо Сонця з періодом 248,4 земних років по еліптичній орбіті з великою піввіссю 39,4 а. о., витягнутій настільки, що він іноді опиняється навіть ближче до Сонця, ніж Нептун. До того ж площина його орбіти нахилена до площини екліптики під значним кутом у 17°, так що, рухаючись небесною сферою, Плутон виходить за межі зодіакальних сузір'їв. Визначено, що Плутон обертається на­вколо осі, як і Уран чи Ве­нера, у зворотному на­ прямку, а кут нахилу осі обертання до площини орбіти становить 32°.

У 1978 р. під час фото­ графічного спостереження Плутона було виявлено аси­метрію його зображення. Це дало підставу стверджу-

Мал. 15.13. Система Плутон-Харон

вати, що Плутон має супут­ник, який здійснює оберт навколо нього за 6,4 доби. Радіус орбіти Харо на (таку назву отримав супутник) дорівнює 19 640 км.

Як слабкий об'єкт 14^га, Плутон було вивчено погано (мал. 15.13). Та після винятково успішних спостережень Плутона за допомогою Космічного телескопа ім. Габбла (1991 р.) отримано такі дані: радіус і маса Плутона дорівнюють відповідно 1 162 км і 0,0022 m_e, радіус і маса Харона - відповідно 606 км і 0,0003 т_в. Таким чином, Плутон виявився удвічі меншим від Меркурія і най­меншою планетою Сонячної системи. Оскільки відношення мас Плутон-Харон дорівнює 7:1, то аналогічно системі Земля-Місяць, де воно становить 81:1, також мовиться про подвійну планету. Су­дячи з розмірів, Плутон, мабуть, лише один із найближчих пред­ставників групи астероїдів із поясу Койпера (§ 16), серед яких є безліч претендентів на «десяту планету». За спостережними дани­ми Харон значно темніший, ніж Плутон, очевидно тому, що Плу­тон, маючи більшу масу, зберіг метан, тоді як з поверхні супутни­ка він розсіявся в космічний простір. Виходячи з мізерної кількості сонячної енергії, яку отримують Плутон-Харон, планета мусить бути вкрита льодом із метану і мати червонуватий відтінок, тоді як супутник повинен бути вкритий водяним льодом і мати сіруватий колір.

1. За якими характерними ознаками планети-гіганти виділено в окрему групу?

2. Що собою являє Велика Червона Пляма на Юпітері?
3. Чим пояснюється виділення додаткової енергії з надр планет-гігантів?
4. Який український астроном і коли висловив думку, що на супутниках великих планет можуть відбуватись інтенсивні вулканічні процеси?
5. Чому систему Плутон-Харон можна назвати подвійною планетою?

15.1. З'ясуйте, скільки разом супутників налічується в Сонячній системі. Які з них мають розміри, сумірні з розмірами Місяця?

15.2. У серпні 1995 р. астрономи Землі спостерігали кільця Сатурна

«з ребра», тобто вони були невидимі на диску планети. За допомогою мал. 15.8, знаючи, що сидеричний період обертання Сатурна навколо Сонця рівний 29,4 577 року, спробуйте оцінити, якими були умови видимості кілець Сатурна у липні 1610 p., коли Галілей зафіксував їх відкриття словами «найвищу планету спостерігав потрійною». 15.3. Знаючи, що прискорення вільного падіння на Урані становить 9,50 м/с², і використовуючи другий закон Ньютона, підрахуйте, якою буде Ваша вага на цій планеті. Спробуйте пояснити результат.

Поиск по сайту: