Планеты солнечной системы

Содержание

Обзор солнечной системы 3
Планеты земной группы 4
2.1. Меркурий 4
2.2. Венера 5
2.3. Система Земля – Луна 8
2.4. Марс 13
3. Планеты гиганты 16
3.1. Юпитер 16
3.2. Сатурн 18
3.3. Уран 20
3.4. Нептун 20
4. Плутон 22
Список использованной литературы 23

1. Обзор солнечной системы

Солнечная система представляет собой группу небесных тел, весьма различных по своим размерам и физическому строению. В эту группу входят: Солнце, Девять больших планет, вместе с 61 спутником, более 100000 планет (астероидов), порядка десяти комет, а также бесчисленное множество метеорных тел движущихся как роями так и в виде отдельных частиц.
Все эти тела объединены в одну систему благодаря силе притяжения центрального тела – Солнца. Масса солнца приблизительно в 750 раз превосходит массу всех остальных тел, входящих в эту систему . Гравитационное притяжение звезды является главной силой, определяющей движение всех обращающихся вокруг него тел Солнечной системы . Среднее расстояние от солнца до самой далекой от него планеты Плутон 39,5 а.е., что очень мало по сравнению с расстоянием до ближайших звезд. Только некоторые кометы удаляются от солнца на 105 а.е. и подвергаются воздействию притяжения звезд.
В Солнечной системе наблюдается огромный диапазон масс, особенное если учесть наличие в межпланетном пространстве космической пыли. Различие в массах между солнцем и какой-нибудь пылинкой в тысячную долю миллиграмма будет составлять около 40 порядков (иначе говоря, отношение их масс будет выражаться числом с 40 нулями.).

EMBED Word.Picture.6
При ознакомлении с планетами бросается в глаза резкое разделение их на две группы как по массе и другим физическим признакам, так и по расстояниям от солнца эти группы: планеты гиганты и планеты земной группы. К первой группе относятся Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон, ко второй – Меркурий, Венера, Земля и Марс.

2. Планеты земной группы
2.1. Меркурий

Меркурий, Ближайшая к солнцу планета Солнечной системы, была для астрономов длительное время полной загадкой не был точно известен период ее вращения вокруг оси. Из – за отсутствия спутников не была точно известна масса. Близость к солнцу мешала производить наблюдения поверхностей. В то время как спектры планеты говорили об отсутствии у нее атмосферы, некоторые наблюдатели замечали порой какие-то
·туманы
·, скрывавшие конфигурацию темных и светлых пятен, с трудом наблюдаемые на его диске. Поляриметрические наблюдения О. Дольфюса в 1950 году далее указания на наличие весьма слабой атмосферы, в 300 раз разреженнее земной . Но полной уверенности в этом не было. Только в 1965 году, благодаря применению радиолокации был измерен период вращения Меркурия вокруг оси, оказавшийся равным 58,65 суток,
т.е. ровно2/3 периода обращения вокруг солнца. Еще в 1882 году Дж. Скиапарелли из визуальных наблюдений сделал вывод, что Меркурий, расположенный на расстоянии 58000000 километров от солнца полный оборот вокруг него совершает за 88 суток. Отсюда был сделан вывод, что солнечные сутки на Меркурии продолжаются 176 дней .
Ось вращения Меркурия оказалась почти перпендикулярной к плоскости его орбиты.
Отражательная способность Меркурия (альбеда) очень мала – около 0.07 . Как показали радионаблюдения, температура подсолнечной точки планеты (т.е. в пункте где солнце находится в зените) достигает 620 К. Температура ночного полушария Меркурия около 110 К.
С помощью радионаблюдений удалось определить тепловые свойства наружного покрова планеты, которые оказались близкими к свойствам тонко раздробленных пород и лунного регалита. Причиной такого состояния пород является, по-видимому, непрерывные удары мелких метеоритов, почти не ослабляемое весьма разряженной атмосферой Меркурия.
Фотографирование поверхности Меркурия Американским космическим аппаратом
·Маринер 10
· в 1974 -1975 годах показала, что по виду планета напоминает Луну. Поверхность усеяна кратерами разных размеров, причем их распределение по величине диаметра аналогично распределению кратеров Луны. Это говорит о том, что они тоже образовались в результате интенсивной метеоритной бомбардировки миллиарды лет назад на первых этапах эволюции планеты. Встречаются кратеры со светлыми лучами, с центральными горками и без них, с темным и светлым дном, с резкими очертаниями валов(молодые) и полуразрушенные (древние). Обнаружены долины, напоминающие известную долину Альп на Луне, гладкие округлые равнины, получившие названия бассейнов(наибольшие из них – Калорис – имеет диаметр 1300 км.), а также крутые уступы высотой до нескольких километров.
Наличие темного вещества в бассейнах и заполненных лавой кратерах свидетельствует , что в начальный период начальной истории планета испытала сильное внутреннее разогревание, за которым последовала одна или несколько эпох интенсивного вулканизма.
Атмосфера Меркурия очень разряжена по сравнению земной атмосферой. По данным полученным с помощью
·Маринеро10
· , ее плотность не превосходит плотность Земной атмосферы на высоте 620 км. В составе атмосферы обнаружено небольшое количество водорода, гелия и кислорода, присутствуют и некоторые инертные газы, например аргон и неон. Такие газы могли выделится в результате распада радиоактивных элементов, входящих в состав грунта планеты. Обнаружены слабое магнитное поле, напряженность которого меньше, чем у Земли, и больше чем у Марса. Межпланетное магнитное поле, взаимодействуя с ядром Меркурия, может создавать в нем электрические токи. Эти токи, а также перемещения зарядов в ионосфере, которая у Меркурия слабее по сравнению с Земной, могут поддерживать магнитное поле планеты. Взаимодействуя с солнечным ветром, оно создает магнитосферу. Средняя плотность Меркурия значительно выше лунной (5,45 г/см3), т. е. Почти равна средней плотности Земли. Высказывается гипотеза о том ,что Меркурий имеет мощную силикатную оболочку (500 – 600 км), а оставшиеся 50 % объема занимает железоникелевое ядро . В целом диаметр планеты составляет 4 879 км. Жизнь на Меркурии из-за очень высокой дневной температуры и отсутствия жидкой воды не может существовать.

2.2. Венера

Венера, как и Меркурий, раскрылась перед нами в основном за последние 30 лет. Длительное время мы не знали ни давления атмосферы у поверхности планеты ни ее
радиуса. Астрономические наблюдения давали лишь радиус облачного слоя , окружающего планету в пределах от 6100 до 6200 км. Первое уверенное определение диаметра планеты было сделано в 1965 году из радиоастрономических наблюдений с помощью радиоинтерферометра Оуэис Велли советским ученым А.Д. Кузьминым и Американским ученым Б.Дж. Кларком. Кузьмин и Кларк получили значения 12114 км.
Затем последовала большая серия радиолакационных измерений в СССР и США, в ходе которых диаметр Венеры все уточнялся. Окончательное его значение 12100 км.(95 % диаметра Земли). Масса Венеры была уточнена по пролетам мимо планеты американских космических аппаратов
·Меринер 2
· ,
·Меринер 5
· и
·Меринер 10
·. Она составляет 1:408400 массы солнца или 81,5% массы Земли по массе и размерам была уточнена средняя плотность Венеры, 5,2 гр/см3 определено ускорение силы тяжести на поверхности 8,9 м/с 2 (91% земного). Среднее расстояние от Солнца до Венеры 108 млн. Км. Период обращения вокруг него 225 суток. Во время нижних соединений может приближаться к Земле до 40 млн. Км., т.е. ближе любой другой большой планеты солнечной системы . Синодический период (от одного нижнего соединения до другого) равен 584 суткам. Наилучшие условия видимости Венеры приходится на период элонгации; хотя угловое расстояние Венеры от Солнца не превышает 48 градусов, вследствие чего она видна либо после захода Солнца (вечерняя звезда), либо не задолго до его восхода (утренняя звезда), Венера – самое яркое светило на небе после солнца и Луны – была известна людям еще с глубокой древности.
Период вращения Венеры долго не удавалось определить из-за плотной атмосферы и облачного слоя, окутывающих эту планету. Только с помощью радиолокации было
установлено ,что он равен 243,2 суток, причем Венера вращается в обратную сторону по сравнению с Землей и другими планетами. Наклон оси вращения Венеры к плоскости ее орбиты равен почти 87 градусов. Из – за необычного сочетания направлений и периодов вращения и обращения вокруг Солнца смена дня и ночи на Венере происходит за 117 суток, поэтому день и ночь там продолжаются по 58,5 суток.
Существование атмосферы Венеры было обнаружено в 1761 году М.В. Ломоносовым при наблюдениях прохождения ее по диску Солнца. В ХХ веке с помощью спектральных исследований в атмосфере Венеры найден углекислый газ, который оказался основным газом ее атмосферы. По данным советских межпланетных станций серии
· Венера
·, на долю углекислого газа приходится 96,5% всего состава атмосферы Венеры. В нее входит также около 3% азота и небольшие количества инертных газов, кислорода, окиси углерода, хлороводорода и фтороводорода. Кроме того, в ее атмосфере содержится около 0,1 % водяного пара. Углекислый газ и водяной пар создают в атмосфере Венеры парниковый эффект, приводящий к сильному разогреванию поверхности планеты. Причина этого состоит в том, что оба газа интенсивно поглощают инфракрасные (тепловые) лучи, испускаемые нагретой поверхностью Венеры. Температура ее около 500О С.
Облачный слой Венеры, скрывающий от нас ее поверхность как установлено автоматическими станциями, расположен на высотах 49 – 68 км над поверхностью, по плотности напоминают легкий туман. Но большая протяженность облачного слоя делает его непрозрачным для земного наблюдателя. Из чего же состоит венерианские облака?
Первоначальное предположение об их водном составе (то есть о подобии их земным облакам) пришлось отбросить, поскольку по данным поляризационных наблюдений их показатель преломления равен 1,44, а у воды и льда он равен 1,31 – 1,33. В 1972 -1973 годах американский ученый Г.Стилл и английский ученый Э. Янг независимо друг от друга по данным спектральных и других исследований установили, что облака состоят из капелек водного раствора серной кислоты. Освещенность на поверхности в дневное время подобна земной в серый пасмурный день.
Из космоса облака Венеры выглядят как система полос, располагающихся обычно параллельно экватору планеты, однако порой они образуют детали, которые были замечены еще с Земли, что и позволило установить примерно 4 – суточный период вращения облачного слоя. Это 4-суточное вращения планеты со скоростью 100 м/с.
Атмосферное давление у поверхности Венеры составляет около 9 МПа, а плотность почти в 70 раз превосходит плотность земной атмосферы. Количество углекислого газа в атмосфере Венеры в 400 тыс. Раз больше, чем в земной атмосфере (углекислый газ является преобладающим в атмосфере Венеры до высоты 150 км.) Причиной этого, вероятно является интенсивная в прошлом вулканическая деятельность, а кроме того, отсутствие на Венере двух основных поглотителей углекислого газа – океана с его планктоном и растительности. Самые верхние слои атмосферы Венеры состоят почти целиком из водорода. Радиолокация и исследования с помощью космических аппаратов позволили изучить невидимый из-за облаков рельеф Венеры. На поверхности планеты обнаружены обширные плоские равнины и плато, охватывающие более 85% ее поверхности, и менее распространенные горные районы. Наибольшая высота гор Венеры достигает 12 км, но такие вершины встречаются редко. Межпланетные станции серии
·Венера
· и американская станция
·Пионер – Венера
· позволили обнаружить много кратеров диаметром от 10 до 300 км, но сильно сглаженных и плоских. Обнаружены также вулканы и вулканические кальдеры. Поверхность Венеры в целом более гладкая чем поверхность Луны. На фотографиях поверхности Венеры, переданных спускаемыми аппаратами серии
·Венера
·, видны каменистые пустыни с характерными скальными образованьями. На снимке с
·Венеры – 9
· видна свежая осыпь камней. Внешний вид камней и их анализ с помощью гамма – спектрометра говорят об их магматическом происхождении. Как и Меркурий, Спутников Венера не имеет.

2.3. Земля

Земля – это третья по удаленности от Солнца планета. Она движется вокруг Солнца по эллиптической орбите, большая полуось которой, (то есть среднее расстояние между центрами Земли и Солнца) в астрономии принята в качестве единицы длины (астрономическая единица) для измерения расстояний между небесными телами в пределах Солнечной системы. Расстояние от Земли до Солнца в различных точках орбиты неодинаковое, в перигелии (3 января) оно приблизительно на 2,5 млн.км. меньше, а в афемии (3 июля) – на столько же больше среднего расстояния, составляющего 149,6 млн.км.
В процессе движения нашей планеты по орбите ( со скоростью около 30 км/ч)вокруг солнца плоскость земного экватора, наклоненная к плоскости орбиты на угол 23О27
·, перемещается параллельно самой себе таким образом, что в одних участках орбиты земной шар наклонен к солнцу своим Северным полушарием, а в других – Южным. Согласно современным космогоническим представлением, Земля образовалась 4,6 млрд. Лет назад путем гравитационной конденсации из рассеянного в околосолнечном пространстве газопылевого вещества, содержавшего все известные в природе химические элементы.
Большую часть поверхности Земли занимает Мировой океан (361 млн км2 или 71%) суша составляет 149 млн км2 (29 %). Средняя глубина Мирового океана – 3900 м. Существование осадочных пород, возраст которых ( по данным радиоизотопного анализа) превосходит 3,7 млрд.лет, служит доказательством существования на земном шаре обширных водоемов уже в ту далекую эпоху. На современных континентах наиболее распространены равнины, главным образом низменные, а горы – в особенности высокие занимают незначительную часть поверхности планеты, так же как и глубоко водные впадины на дне океанов.
Форма Земли, как известно, близкая к шарообразной, при детальных измерениях оказывается очень сложной, даже если обрисовать ее ровной поверхностью океана (не искаженного приливами, ветрами и течениями) и условным продолжением этой поверхности под континенты.