Практическая работа № 7. Тема :Физические условия на поверхности планет земной группы.. Теория.

Практическая работа № 7

Тема: Физические условия на поверхности планет земной группы.

Цель: Познакомиться с физическими условиями на поверхности планет земной группы.

 

Теория.

1. Общая характеристика планет земной группы. Плане­ты, относящиеся к земной группе, — Меркурий , Венера , Земля , Марс — имеют небольшие размеры и массы, сред­няя плотность этих планет в несколько раз превосходит плотность воды; они медленно вращаются вокруг своих осей; у них мало спутников (у Меркурия и Венеры их вообще нет, у Марса — два крохотных, у Земли — один). Сходство планет земной группы не исключает и значи­тельного различия. Например, Венера, в отличие от других планет, вращается в направлении, обратном ее движению вокруг Солнца, причем в 243 раза медленнее Земли (срав­ните с продолжительностью года на Венере). Период обра­щения Меркурия (т. е. год этой планеты) только на 1/3 больше периода его вращения вокруг оси (по отношению к звездам). Углы наклона осей к плоскостям их орбит у Земли и у Марса примерно одинаковы, но совсем иные у Меркурия и Венеры. А вы знаете, что это одна из причин, определяющая характер смены времен года. Такие же, как у Земли, времена года есть, следовательно, на Марсе (правда, каждое время года почти в два раза продолжитель­нее, чем на Земле).

Неисключено, что по ряду физических характеристик к планетам земной группы относится и далекий Плутон — самая маленькая из 9 планет. Средний диаметр Плутона около2260 км. Лишь вдвое меньше диаметр Харона — спутника Плутона. Поэтому не исключено, что система Плутон — Харон, как и система Земля — Луна, представ­ляет собо «двойную планету».

2. Атмосферы. Черты сходства и различия обнаружива­ются также при изучении атмосфер планет земной группы. В отличие от Меркурия, который, как и Луна, практически лишен атмосферы, Венера и Марс обладают ею. Современ­ные данные об атмосферах Венеры и Марса получены в результате полетов наших («Венера», «Марс») и американских («Пионер-Венера», «Маринер», «Викинг») АМС. Сравнивая атмосферы Венеры и Марса с земной, мы видим, что, в отличие от азотно-кислородной земной ат­мосферы, Венера и Марс имеют атмосферы, в основном состо­ящие из углекислого газа. Давление у поверхности Венеры более чем в 90 раз больше, а на Марсе почти в 150 раз меньше, чем у поверхности Земли.

Температура у поверхности Венеры очень высокая (около 500° С) и остается почти одинаковой. С чем это связано? На первый взгляд, кажется, с тем, что Венера ближе к Солнцу, чем Земля. Но, как показывают наблюдения, отражательная способность Венеры больше, чем у Земли, а потому Солнце примерно одинаково нагревает обе планеты. Высокая темпера­тура поверхности Венеры обусловлена парниковым эффектом. Он заключается в следующем: атмосфера Венеры пропускает лучи Солнца, которые нагревают поверх­ность. Нагретая поверхность становится источником инфра­красного излучения, которое не может покинуть планету, так как его задерживают содержащиеся в атмосфере Венеры угле­кислый газ и водяной пар, а также облачный покров планеты. В результате этого равновесие между притоком энергии и ее расходом в мировое пространство устанавливается при более высокой температуре, чем та, которая была бы у планеты, свободно пропускающей инфракрасное излучение.

Мы привыкли к земным облакам, состоящим из мелких капель воды или ледяных кристалликов. Состав облаков Венеры иной: они содержат капельки серной и, возможно, со­ляной кислоты. Облачный слой сильно ослабляет солнечный свет, но, как показали измерения, выполненные на АМС «Венера-11» и «Венера-12», освещенность у поверхности Венеры примерно такая же, как у поверхности Земли в облачный день. Исследования, выполненные в1982 г. АМС «Венера-13» и «Венера-14», показали, что небо Венеры и ее ландшафт имеют оранжевый цвет. Объясняется это особен­ностью рассеивания света в атмосфере этой. планеты.

Газ в атмосферах планет земной группы находится в не­прерывном движении. Нередко во время пылевых бурь, ко­торые длятся по нескольку месяцев, огромное количество пыли поднимается в атмосферу Марса. Ураганные ветры зафиксированы в атмосфере Венеры на высотах, где расположен облачный слой (от 50 до70 км над поверхностью планеты), но вблизи поверхности этой планеты скорость ветра Достигает всего лишь нескольких метров в секунду.

Таким образом, несмотря на некоторое сходство, в целом атмосферы ближайших к Земле планет резко отличаются от атмосферы Земли. Это пример открытия, которое невоз­можно было предсказать. Здравый смысл подсказывал, что планеты со сходными физическими характеристиками (на­пример, Землю и Венеру иногда называют «планетами-близнецами») и примерно одинаково удаленные от Солнца должны иметь очень похожие атмосферы. На самом деле причина наблюдаемого различия связана с особенностями эволюции атмосфер каждой из планет земной группы.

Исследование атмосфер планет земной группы не только позволяет лучше понять свойства и историю происхождения земной атмосферы, но и имеет значение для решения экологической проблемы. Например, туманы-смоги, образующие­ся в земной атмосфере в результате загрязнения воздуха, по своему составу очень напоминают венерианские облака. Эти облака, как и пылевые бури на Марсе, напоминают нам о том, что необходимо ограничивать выброс пыли и разного рода промышленных отходов в атмосферу нашей планеты. Пылевые бури, во время которых на протяжении нескольких месяцев в атмосфере Марса удерживаются и распространяют­ся над громадными территориями тучи пыли (мощная буря наблюдалась, например, осенью2001 г. ), заставляют заду­маться над некоторыми возможными экологическими послед­ствиями ядерной войны и некоторыми изменениями клима­та на Земле.

3. Поверхности. Планеты земной группы, подобно Земле и Луне, имеют твердые поверхности. Наземные оптические наблюдения позволяют получить о них немного сведений, так как Меркурий трудно рассмотреть в телескоп даже во время элонгации, поверхность Венеры скрыта от нас обла­ками. На Марсе даже во время великих противостояний (когда расстояние между Землей и Марсом минимальное — около 55 млн. км), происходящих один раз в 15—17 лет, в крупные телескопы удается рассмотреть детали размерами около300 км. И все-таки в последние десятилетия удалось многое узнать о поверхности Меркурия и Марса, а также получить представление о еще недавно совершенно загадоч­ной поверхности Венеры. Это стало возможным благодаря успешным полетам автоматических межпланетных станций типа «Венера», «Марс», «Викинг», «Маринер», «Магеллан», пролетавших вблизи планет или совершивших посадки на поверхность Венеры и Марса, и благодаря наземным радио­локационным наблюдениям.

Поверхность Меркурия, изобилующая кратерами, очень напоминает лунную (рис. 38). «Морей» там меньше, чем на Луне, причем они небольшие. Диаметр меркурианского Моря Зноя 1300 км, как и Моря Дождей на Луне. На де­сятки и сотни километров тянутся крутые уступы, веро­ятно, порожденные былой тектонической активностью Мер­курия, когда смещались и надвигались поверхностные слои планеты. Как и на Луне, большинство кратеров образова­лись в результате падений метеоритов. Там, где кратеров немного, ' мы видим сравнительно молодые участки поверхности. Старые, разрушенные кратеры заметно отличаются от более молодых кратеров, хорошо сохранившихся.

Каменистая пустыня и множество отдельных камней видны на первых фототелевизионных панорамах, передан­ных с поверхности Венеры автоматическими станциями се­рии «Венера» (рис. 39). Радиолокационные наземные наблю­дения обнаружили на этой планете множество неглубоких кратеров, диаметры которых от 30 до700 км. В целом эта планета оказалась наиболее гладкой из всех планет земной группы, хотя и на ней есть большие горные массивы и про­тяженные возвышенности, вдвое превышающие по размерам земной Тибет. Грандиозен потухший вулкан Максвелл, его высота12 км (в полтора раза больше Джомолунгмы), попе­речник подошвы1000 км, диаметр кратера на вершине100 км. Очень велики, но меньше, чем Максвелл, вулкани­ческие конусы Гаусс и Герц. Подобно рифтовым ущельям, тянущимся по дну земных океанов, на Венере также обна­ружены рифтовые зоны, свидетельствующие о том, что и на этой планете когда-то происходили (а может быть, происхо­дят и сейчас! ) активные процессы (например, вулканическая деятельность).

В 1983—1984 гг. со станций «Венера-15» и «Венера-16» проводились радиолокационные исследования, позволившие создать карту и атлас поверхности планеты (размеры дета­лей поверхности 1—2 км). Новый шаг в исследовании по­верхности Венеры связан с применением более совершенной радиолокационной системы, установленной на борту американской АМС «Магеллан». Этот космический аппарат достиг окрестности Венеры в августе1990 г. и вышел на вытянутую эллиптическую орбиту. Регулярная съемка проводится с сентября1990 г. На Землю передаются отчетливые изображения, на некоторых из них хорошо различимы детали разме­ром до120 м (рис. 40—44). К маю1993 г. съемкой было охвачено почти 98% поверхности планеты. Продолжавшийся несколько лет космический эксперимент включал не только фотографирование Венеры, но и проведение других исследо­ваний (гравитационного поля, атмосферы и др. ) в1995 г.

Изобилует кратерами и поверхность Марса (рис. 45). Особенно много их в южном полушарии планеты. Темные области, занимающие значительную часть поверхности пла­неты, получили название морей (Эллада, Аргир и др. ). Диаметры некоторых морей превышают2000 км. Возвышен­ности, напоминающие земные континенты, представляющиесобой светлые поля оранжево-красного цвета, названы материками (Фарсида, Элисиум). Как и на Венере, здесь есть огромные вулканические конусы. Высота наибольшего из них (Олимпа) превышает 25 км, диаметр кратера90 км. Диаметр основания этой гигантской конусообразной горы более500 км.

О том что миллионы лет назад на Марсе происходили мощные вулканические извержения и смещались поверхностные пласты, свидетельствуют остатки лавовых потоков, огромные разломы поверхности (один из них — Маринер — тянется на4000 км), многочисленные ущелья и каньоны. Возможно, что именно некоторые из этих образований (например, цепочки кратеров или протяженные ущелья) ис­следователи Марса еще 100 лет назад приняли за «каналы», существование которых впоследствии долгое время пытались объяснить деятельностью разумных обитателей Марса.

Перестал быть загадкой и красноватый цвет Марса. Он объясняется тем, что грунт этой планеты содержит много глин, богатых железом.

С близкого расстояния неоднократно фотографировались спутники Марса (рис. 46) и передавались панорамы поверхности «Красной планеты» (рис. 47).

Вы знаете, что почти 2/3 поверхности Земли занимают океаны. На поверхности Венеры и Меркурия воды нет. Открытые водоемы не обнаружены пока и на Марсе. Но вода на Марсе предположительно есть в виде льда, образу­ющего полярные шапки. Например, толщина полярной шапки у Южного полюса от 1 до 3 км. Есть на Марсе и обширный слой вечной мерзлоты. В результате исследова­ний, которые проводились в 1998—2002 гг., на Марсе выявлены очень большие запасы льда, находящегося неглу­боко под поверхностью планеты (АМС «Марс Глоубэл», «Марс Одиссей»). На холодном и сухом Марсе в условиях низких давлений может находиться и вода. Так ли это, выяснится в ходе новых полетов АМС на Марс (только летом 2003 г. было запущено три АМС). А вскоре на Марс могут полететь и люди...

⇐ Предыдущая234567891011Следующая ⇒

Поделиться:

Воспользуйтесь поиском по сайту: