Rozdział 8. Planety ziemskie: Merkury, Wenus, Ziemia
Tworzenie planet
Tak czy inaczej, obecnie w Układzie Słonecznym znanych jest 8 planet: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun i kilka plutonoidów, w tym Pluton, który do niedawna znajdował się na liście planet. Wszystkie planety poruszają się po orbitach w tym samym kierunku i w tej samej płaszczyźnie oraz po orbitach prawie kołowych (z wyjątkiem plutonoidów). Od centrum do obrzeży Układu Słonecznego (do Plutona) 5,5 godziny świetlnej. Odległość od Słońca do Ziemi wynosi 149 milionów km, co stanowi 107 jej średnic. Pierwsze planety Słońca są uderzająco różne od tych ostatnich i, w przeciwieństwie do nich, nazywane są planetami ziemskimi, a odległe nazywane są planetami gigantycznymi.
Rtęć
Planeta najbliższa Słońcu, Merkury, została nazwana na cześć rzymskiego boga handlu, podróżników i złodziei. Ta mała planeta porusza się szybko po orbicie i bardzo powoli obraca się wokół własnej osi. Merkury był znany od czasów starożytnych, jednak astronomowie nie od razu zdali sobie sprawę, że jest to planeta i że rano i wieczorem widzą tę samą gwiazdę.
Merkury znajduje się w odległości około 0,387 jednostki astronomicznej od Słońca. (1 AU jest równy średniemu promieniowi orbity Ziemi), a odległość od Merkurego do Ziemi, gdy on i Ziemia poruszają się po swoich orbitach, zmienia się z 82 do 217 milionów km. Nachylenie płaszczyzny orbity Merkurego do płaszczyzny ekliptyki (płaszczyzny Układu Słonecznego) wynosi 7°. Oś Merkurego jest prawie prostopadła do płaszczyzny jego orbity, a jego orbita jest wydłużona. Zatem na Merkurym nie ma pór roku, a zmiany dnia i nocy zachodzą bardzo rzadko, mniej więcej raz na dwa lata na Merkurym. Jedna jego strona, zwrócona przez długi czas w stronę Słońca, jest bardzo gorąca, a druga, przez długi czas odwrócona od Słońca, jest przeraźliwie zimna. Merkury porusza się wokół Słońca z prędkością 47,9 km/s. Masa Merkurego jest prawie 20 razy mniejsza od masy Ziemi (0,055 M), a jej gęstość jest prawie taka sama jak gęstość Ziemi (5,43 g/cm3). Promień planety Merkury wynosi 0,38 R (promień Ziemi 2440 km).
Ze względu na bliskość Słońca, pod wpływem grawitacji w ciele Merkurego powstały potężne siły pływowe, które spowolniły jego obrót wokół własnej osi. W końcu Merkury znalazł się w pułapce rezonansowej. Okres jego obiegu wokół Słońca, mierzony w 1965 roku, wyniósł 87,95 ziemskich dni, a okres obrotu wokół własnej osi 58,65 ziemskich dni. Merkury wykonuje trzy pełne obroty wokół swojej osi w ciągu 176 dni. W tym samym okresie planeta wykonuje dwa obroty wokół Słońca. W przyszłości hamowanie pływowe Merkurego powinno doprowadzić do zrównania jego obrotu wokół własnej osi i obrotu wokół Słońca. Wtedy będzie zawsze zwrócony w stronę Słońca w jednym kierunku, tak jak Księżyc zwrócony jest w stronę Ziemi.
Merkury nie ma satelitów. Być może kiedyś sam Merkury był satelitą Wenus, ale z powodu grawitacji słonecznej został „zabrany” Wenus i stał się niezależną planetą. W rzeczywistości planeta ma kształt kulisty. Przyspieszenie swobodnego spadania na jego powierzchni jest prawie 3 razy mniejsze niż na Ziemi (g = 3,72 m/s 2 ).
Bliskość Słońca utrudnia obserwację Merkurego. Na niebie nie oddala się zbytnio od Słońca - maksymalnie 29°, z Ziemi widoczna jest zarówno przed wschodem słońca (widoczność poranna), jak i po zachodzie słońca (widoczność wieczorem).
Merkury pod względem fizycznym przypomina Księżyc, na jego powierzchni znajduje się wiele kraterów. Merkury ma bardzo cienką atmosferę. Planeta ma duży żelazny rdzeń, który jest źródłem grawitacji i pola magnetycznego, którego siła wynosi 0,1 siły pola magnetycznego Ziemi. Jądro Merkurego stanowi 70% objętości planety. Temperatura powierzchni mieści się w zakresie od 90° do 700° K (–180° do +430° C). Równikowa strona słońca nagrzewa się znacznie bardziej niż obszary polarne. Różne stopnie nagrzania powierzchni powodują różnicę temperatur rozrzedzonej atmosfery, co powinno powodować jej ruch – wiatr.
Wewnętrzny obszar Układu Słonecznego zamieszkują różnorodne ciała: duże planety, ich satelity, a także małe ciała - asteroidy i komety. Od 2006 roku do grupy planet wprowadzono nową podgrupę - planety karłowate, które posiadają wewnętrzne cechy planet (kształt sferoidalny, aktywność geologiczna), ale ze względu na małą masę nie są w stanie dominować w pobliżu swojej orbity . Teraz zdecydowano się nazwać 8 najbardziej masywnych planet - od Merkurego po Neptuna - po prostu planetami, chociaż w rozmowach astronomowie, dla przejrzystości, często nazywają je „głównymi planetami”, aby odróżnić je od planet karłowatych. Obecnie zaleca się, aby nie używać terminu „mniejsza planeta”, który przez wiele lat odnosił się do asteroid, aby uniknąć pomylenia z planetami karłowatymi
W obszarze dużych planet widzimy wyraźny podział na dwie grupy po 4 planety każda: zewnętrzną część tego obszaru zajmują planety-olbrzymy, a część wewnętrzną zajmują znacznie mniej masywne planety ziemskie. Grupę olbrzymów również zwykle dzieli się na pół: olbrzymy gazowe (Jowisz i Saturn) i olbrzymy lodowe (Uran i Neptun). W grupie planet ziemskich pojawia się również podział na pół: Wenus i Ziemia są do siebie niezwykle podobne pod wieloma parametrami fizycznymi, a Merkury i Mars są o rząd wielkości gorsze od nich pod względem masy i są prawie pozbawione atmosfery (nawet Mars ma atmosferę setki razy mniejszą od ziemskiej, a Merkury jest praktycznie nieobecny).
Należy zauważyć, że wśród dwustu satelitów planet można wyróżnić co najmniej 16 ciał, które mają wewnętrzne właściwości pełnoprawnych planet. Często przewyższają planety karłowate pod względem wielkości i masy, ale jednocześnie kontrolowane są przez grawitację znacznie masywniejszych ciał. Mówimy o Księżycu, Tytanie, galilejskich satelitach Jowisza i tym podobnych. Dlatego naturalnym byłoby wprowadzenie do nomenklatury Układu Słonecznego nowej grupy dla takich „podrzędnych” obiektów typu planetarnego, nazywając je „planetami satelitarnymi”. Ale ten pomysł jest obecnie przedmiotem dyskusji.
Wróćmy do planet ziemskich. W porównaniu do gigantów są atrakcyjne, ponieważ mają solidną powierzchnię, na której mogą lądować sondy kosmiczne. Od lat 70. automatyczne stacje i pojazdy samobieżne ZSRR i USA wielokrotnie lądowały i skutecznie działały na powierzchni Wenus i Marsa. Na Merkurym nie doszło jeszcze do lądowania, gdyż loty w pobliże Słońca i lądowanie na masywnym ciele bez atmosfery wiążą się z poważnymi problemami technicznymi.
Badając planety ziemskie, astronomowie nie zapominają o samej Ziemi. Analiza obrazów z kosmosu pozwoliła wiele zrozumieć na temat dynamiki ziemskiej atmosfery, budowy jej górnych warstw (gdzie nie wznoszą się samoloty, a nawet balony) oraz procesów zachodzących w jej magnetosferze. Porównując strukturę atmosfer planet podobnych do Ziemi, można wiele zrozumieć na temat ich historii i dokładniej przewidzieć ich przyszłość. A ponieważ na powierzchni naszej (czy nie tylko naszej?) planety żyją wszystkie wyższe rośliny i zwierzęta, cechy niższych warstw atmosfery są dla nas szczególnie ważne. Wykład ten poświęcony jest planetom ziemskim; przede wszystkim – ich wygląd i stan na powierzchni.
Jasność planety. Albedo
Patrząc na planetę z daleka, możemy łatwo rozróżnić ciała z atmosferą i bez atmosfery. Obecność atmosfery, a dokładniej obecność w niej chmur, sprawia, że wygląd planety jest zmienny i znacznie zwiększa jasność jej dysku. Widać to wyraźnie, jeśli ułożymy planety w rzędzie od całkowicie bezchmurnych (pozbawionych atmosfery) do całkowicie pokrytych chmurami: Merkury, Mars, Ziemia, Wenus. Ciała skaliste, pozbawione atmosfery są do siebie podobne w stopniu niemal całkowitym nie do odróżnienia: porównaj na przykład wielkoformatowe zdjęcia Księżyca i Merkurego. Nawet doświadczone oko ma trudności z rozróżnieniem powierzchni tych ciemnych ciał, gęsto pokrytych kraterami po meteorytach. Ale atmosfera nadaje każdej planecie niepowtarzalny wygląd.
Obecność lub brak atmosfery na planecie jest kontrolowana przez trzy czynniki: temperaturę i potencjał grawitacyjny na powierzchni, a także globalne pole magnetyczne. Tylko Ziemia posiada takie pole, które znacząco chroni naszą atmosferę przed przepływami plazmy słonecznej. Księżyc utracił atmosferę (o ile w ogóle ją posiadał) na skutek niskiej prędkości krytycznej na powierzchni, a Merkury – na skutek wysokiej temperatury i potężnej mocy wiatr słoneczny. Mars, z prawie taką samą grawitacją jak Merkury, był w stanie zatrzymać resztki atmosfery, ponieważ ze względu na odległość od Słońca jest zimny i nie tak intensywnie dmuchany przez wiatr słoneczny.
Pod względem parametrów fizycznych Wenus i Ziemia są niemal bliźniakami. Mają bardzo podobny rozmiar, masę, a co za tym idzie średnią gęstość. Ich wewnętrzna struktura również powinna być podobna - skorupa, płaszcz, żelazny rdzeń - chociaż nie ma co do tego jeszcze pewności, ponieważ brakuje danych sejsmicznych i innych danych geologicznych na temat wnętrzności Wenus. Nie sięgaliśmy oczywiście głęboko w głąb Ziemi: w większości miejsc 3-4 km, w niektórych 7-9 km, a tylko w jednym miejscu 12 km. To mniej niż 0,2% promienia Ziemi. Jednak pomiary sejsmiczne, grawimetryczne i inne pozwalają bardzo szczegółowo ocenić wnętrze Ziemi, podczas gdy w przypadku innych planet prawie nie ma takich danych. Szczegółowe mapy pole grawitacyjne uzyskane tylko dla Księżyca; przepływy ciepła z wnętrza mierzono tylko na Księżycu; Sejsmometry działały dotychczas tylko na Księżycu i (niezbyt czułe) na Marsie.
Geolodzy nadal oceniają życie wewnętrzne planet na podstawie cech ich stałej powierzchni. Na przykład brak śladów płyt litosferycznych na Wenus znacząco odróżnia ją od Ziemi, w ewolucji powierzchni której procesy tektoniczne (dryf kontynentalny, rozprzestrzenianie się, subdukcja itp.) odgrywają decydującą rolę. Jednocześnie pewne pośrednie dowody wskazują na możliwość występowania w przeszłości tektoniki płyt na Marsie, a także tektoniki pól lodowych na Europie, księżycu Jowisza. Zatem zewnętrzne podobieństwo planet (Wenus - Ziemia) nie gwarantuje podobieństwa ich wewnętrznej struktury i procesów zachodzących w ich głębinach. A planety, które nie są do siebie podobne, mogą wykazywać podobne zjawiska geologiczne.
Wróćmy do tego, co jest dostępne astronomom i innym specjalistom do bezpośredniego badania, a mianowicie powierzchni planet lub ich warstwy chmur. W zasadzie nieprzezroczystość atmosfery w zakresie optycznym nie jest przeszkodą nie do pokonania w badaniu stałej powierzchni planety. Radary Ziemi i sond kosmicznych umożliwiły badanie powierzchni Wenus i Tytana poprzez ich atmosfery nieprzezroczyste dla światła. Prace te mają jednak charakter sporadyczny i w dalszym ciągu prowadzone są systematyczne badania planet za pomocą instrumentów optycznych. Co ważniejsze, promieniowanie optyczne Słońca jest głównym źródłem energii dla większości planet. Dlatego zdolność atmosfery do odbijania, rozpraszania i pochłaniania tego promieniowania bezpośrednio wpływa na klimat na powierzchni planety.
Najjaśniejszym światłem na nocnym niebie, nie licząc Księżyca, jest Wenus. Jest bardzo jasna nie tylko ze względu na względną bliskość Słońca, ale także ze względu na gęstą warstwę chmur z kropelek stężonego kwasu siarkowego, która doskonale odbija światło. Nasza Ziemia również nie jest zbyt ciemna, ponieważ 30-40% ziemskiej atmosfery wypełnione jest chmurami wodnymi, które również dobrze rozpraszają i odbijają światło. Oto zdjęcie (zdjęcie powyżej), na którym w kadrze znalazły się jednocześnie Ziemia i Księżyc. To zdjęcie zostało wykonane przez sondę kosmiczną Galileo przelatującą obok Ziemi w drodze do Jowisza. Spójrz, o ile ciemniejszy jest Księżyc od Ziemi i ogólnie ciemniejszy niż jakakolwiek planeta posiadająca atmosferę. Jest to ogólny wzór – ciała bez atmosfery są bardzo ciemne. Faktem jest, że pod wpływem promieniowania kosmicznego każdy solidny stopniowo ciemnieje.
Stwierdzenie, że powierzchnia Księżyca jest ciemna, zwykle powoduje zamieszanie: na pierwszy rzut oka dysk księżycowy wydaje się bardzo jasny; w bezchmurną noc nawet nas oślepia. Ale to tylko kontrast z jeszcze ciemniejszym nocnym niebem. Aby scharakteryzować współczynnik odbicia dowolnego ciała, stosuje się wielkość zwaną albedo. Jest to stopień bieli, czyli współczynnik odbicia światła. Albedo równe zeru - absolutna czerń, całkowite pochłanianie światła. Albedo równe jeden oznacza całkowite odbicie. Fizycy i astronomowie mają kilka różnych podejść do określania albedo. Oczywiste jest, że jasność oświetlanej powierzchni zależy nie tylko od rodzaju materiału, ale także od jego struktury i orientacji względem źródła światła i obserwatora. Na przykład puszysty śnieg, który właśnie spadł, ma jedną wartość współczynnika odbicia, ale śnieg, na który nadepnąłeś butem, będzie miał zupełnie inną wartość. A zależność od orientacji można łatwo wykazać za pomocą lustra, wpuszczającego promienie słońca.
Cały zakres możliwych wartości albedo pokrywają się ze znanymi obiekty kosmiczne. Oto Ziemia odbijająca około 30% promieni słonecznych, głównie z powodu chmur. A ciągłe zachmurzenie Wenus odbija 77% światła. Nasz Księżyc jest jednym z najciemniejszych ciał, odbijającym średnio około 11% światła; a jej widoczna półkula, ze względu na obecność rozległych, ciemnych „morz”, odbija światło jeszcze gorzej - niecałe 7%. Ale są też jeszcze ciemniejsze obiekty; na przykład asteroida 253 Matilda z albedo wynoszącym 4%. Z drugiej strony są ciała zaskakująco jasne: księżyc Saturna Enceladus odbija 81% światła widzialnego, a jego albedo geometryczne jest po prostu fantastyczne - 138%, czyli jest jaśniejsze od idealnie białego dysku o tym samym przekroju. Trudno nawet zrozumieć, jak mu się to udaje. Czysty śnieg na Ziemi jeszcze gorzej odbija światło; Jaki rodzaj śniegu leży na powierzchni tego małego i uroczego Enceladusa?
Bilans cieplny
Temperaturę każdego ciała określa równowaga między dopływem ciepła do niego a jego utratą. Znane są trzy mechanizmy wymiany ciepła: promieniowanie, przewodzenie i konwekcja. Z dwoma ostatnimi należy się kontakt bezpośredni środowisko Dlatego w próżni kosmicznej pierwszy mechanizm, czyli promieniowanie, staje się najważniejszy i w zasadzie jedyny. Stwarza to spore problemy projektantom technologii kosmicznych. Muszą wziąć pod uwagę kilka źródeł ciepła: Słońce, planetę (szczególnie na niskich orbitach) i wewnętrzne elementy samego statku kosmicznego. A ciepło można uwolnić tylko w jeden sposób – promieniowanie z powierzchni urządzenia. Aby zachować równowagę przepływów ciepła, projektanci technologii kosmicznych regulują efektywne albedo urządzenia za pomocą izolacji ekranowo-próżniowej i grzejników. Kiedy taki system zawiedzie, warunki na statku kosmicznym mogą stać się dość niekomfortowe, o czym przypomina nam historia misji Apollo 13 na Księżyc.
Ale po raz pierwszy z problemem tym zetknęli się w pierwszej tercji XX wieku twórcy balonów wysokościowych - tzw. balonów stratosferycznych. W tamtych latach nie wiedzieli jeszcze, jak tworzyć złożone systemy termoregulacja uszczelnionej gondoli ograniczała się zatem do prostego doboru albedo jej zewnętrznej powierzchni. Jak wrażliwa jest temperatura ciała na albedo, pokazuje historia pierwszych lotów do stratosfery.
Gondola Twojego balonu stratosferycznego FNRS-1 Szwajcar Auguste Picard pomalował go z jednej strony na biało, a z drugiej na czarno. Pomysł polegał na tym, że temperaturę w gondoli można regulować, obracając kulę w jedną lub drugą stronę w kierunku Słońca. Do obrotu na zewnątrz zainstalowano śmigło. Jednak urządzenie nie zadziałało, słońce świeciło od „czarnej” strony, a temperatura wewnętrzna podczas pierwszego lotu wzrosła do 38°C. Podczas następnego lotu całą kapsułę po prostu pokryto srebrem, aby odbijać promienie słoneczne. Wewnątrz było -16°C.
Amerykańscy projektanci balonów stratosferycznych poszukiwacz Wzięli pod uwagę doświadczenie Picarda i wybrali opcję kompromisową: pomalowali górną część kapsuły na biało, a dolną na czarno. Pomysł był taki, że górna połowa kuli będzie odbijać promieniowanie słoneczne, a dolna będzie pochłaniać ciepło z Ziemi. Ta opcja okazała się dobra, ale też nie idealna: podczas lotów w kapsule było 5°C.
Radzieccy stratonauci po prostu zaizolowali aluminiowe kapsuły warstwą filcu. Jak pokazała praktyka, ta decyzja była jak najbardziej skuteczna. Ciepło wewnętrzne, wytwarzane głównie przez załogę, wystarczało do utrzymania stabilnej temperatury.
Ale jeśli planeta nie ma własnych potężnych źródeł ciepła, wartość albedo jest bardzo ważna dla jej klimatu. Przykładowo nasza planeta pochłania 70% padającego na nią światła słonecznego, przetwarzając je na własne promieniowanie podczerwone, wspierające obieg wody w przyrodzie, magazynując je w wyniku fotosyntezy w biomasie, ropie, węglu i gazie. Księżyc pochłania prawie całe światło słoneczne, przeciętnie zamieniając je w promieniowanie podczerwone o wysokiej entropii, utrzymując w ten sposób dość wysoką temperaturę. Ale Enceladus ze swoją idealnie białą powierzchnią dumnie odpycha prawie całe światło słoneczne, za co płaci potwornie niską temperaturą powierzchni: średnio około –200°C, a miejscami nawet –240°C. Jednak ten satelita - „wszystko w bieli” - nie cierpi zbytnio z powodu zewnętrznego zimna, ponieważ ma alternatywne źródło energii - pływowy wpływ grawitacyjny sąsiada Saturna (), który utrzymuje jego subglacjalny ocean w stanie ciekłym. Ale planety ziemskie źródła wewnętrzne Ciepło jest bardzo słabe, dlatego temperatura ich powierzchni stałej w dużej mierze zależy od właściwości atmosfery - od jej zdolności z jednej strony do odbijania części promieni słonecznych z powrotem w przestrzeń kosmiczną, a z drugiej do zatrzymywania energia promieniowania przechodząca przez atmosferę na powierzchnię planety.
Efekt cieplarniany i klimat planetarny
W zależności od tego, jak daleko planeta znajduje się od Słońca i jaką część światła słonecznego pochłania, kształtują się warunki temperaturowe na powierzchni planety i jej klimat. Jak wygląda widmo dowolnego samoświecącego ciała, takiego jak gwiazda? W większości przypadków widmo gwiazdy jest „jednogarbną”, prawie Plancka krzywą, w której położenie maksimum zależy od temperatury powierzchni gwiazdy. W przeciwieństwie do gwiazdy widmo planety ma dwa „garby”: odbija część światła gwiazd w zakresie optycznym, a druga część pochłania i ponownie promieniuje w zakresie podczerwieni. Względna powierzchnia pod tymi dwoma garbami jest dokładnie określona przez stopień odbicia światła, czyli albedo.
Przyjrzyjmy się dwóm najbliższym nam planetom - Merkuremu i Wenus. Na pierwszy rzut oka sytuacja jest paradoksalna. Wenus odbija prawie 80% światła słonecznego i pochłania tylko około 20%. Ale Merkury prawie nic nie odbija, ale pochłania wszystko. Ponadto Wenus jest dalej od Słońca niż Merkury; Na jednostkę powierzchni chmur spada 3,4 razy mniej światła słonecznego. Biorąc pod uwagę różnicę w albedo każdego metr kwadratowy Stała powierzchnia Merkurego otrzymuje prawie 16 razy więcej ciepła słonecznego niż ta sama powierzchnia na Wenus. A jednak na całej stałej powierzchni Wenus panują piekielne warunki – ogromne temperatury (topienie cyny i ołowiu!), a Merkury jest chłodniejszy! Na biegunach znajduje się przeważnie Antarktyda, a na równiku średnia temperatura wynosi 67°C. Oczywiście w dzień powierzchnia Merkurego nagrzewa się do 430°C, a w nocy ochładza się do –170°C. Jednak już na głębokości 1,5-2 metrów dobowe wahania wyrównują się i możemy mówić o średniej temperaturze powierzchni wynoszącej 67°C. Jest gorąco, oczywiście, ale da się żyć. A na środkowych szerokościach geograficznych Merkurego panuje zazwyczaj temperatura pokojowa.
O co chodzi? Dlaczego Merkury, znajdujący się blisko Słońca i łatwo pochłaniający jego promienie, nagrzewa się do temp temperatura pokojowa, a Wenus, znajdująca się dalej od Słońca i aktywnie odbijająca jego promienie, jest podgrzewana jak piec? Jak fizyka to wyjaśni?
Atmosfera ziemska jest prawie przezroczysta: przepuszcza 80% docierającego światła słonecznego. Powietrze nie może uciec w przestrzeń kosmiczną w wyniku konwekcji - planeta go nie wypuszcza. Oznacza to, że może chłodzić jedynie w postaci promieniowania podczerwonego. A jeśli promieniowanie podczerwone pozostaje zablokowane, podgrzewa te warstwy atmosfery, które go nie uwalniają. Warstwy te same stają się źródłem ciepła i częściowo kierują je z powrotem na powierzchnię. Część promieniowania trafia w przestrzeń kosmiczną, ale większość wraca na powierzchnię Ziemi i ogrzewa ją do czasu ustalenia równowagi termodynamicznej. Jak to jest zainstalowane?
Temperatura wzrasta, a maksimum widma przesuwa się (prawo Wiena), aż znajdzie w atmosferze „okno przezroczystości”, przez które promienie podczerwone będą uciekać w przestrzeń kosmiczną. Ustala się bilans przepływów ciepła, ale w wyższej temperaturze niż w przypadku braku atmosfery. To jest efekt cieplarniany.
W naszym życiu dość często spotykamy się z efektem cieplarnianym. I to nie tylko w postaci szklarni ogrodowej czy patelni stawianej na piecu, którą przykrywamy pokrywką, aby ograniczyć przenikanie ciepła i przyspieszyć gotowanie. Przykłady te nie wykazują czystego efektu cieplarnianego, ponieważ zmniejsza się w nich zarówno radiacyjne, jak i konwekcyjne odprowadzanie ciepła. Znacznie bliższy opisywanemu efektowi jest przykład klarowny mroźna noc. Gdy powietrze jest suche, a niebo bezchmurne (np. na pustyni), po zachodzie słońca ziemia szybko się wychładza, a wilgotne powietrze i chmury wyrównują dobowe wahania temperatury. Niestety, efekt ten jest dobrze znany astronomom: czyste, gwiaździste noce potrafią być szczególnie zimne, co sprawia, że praca przy teleskopie jest bardzo niewygodna. Wracając do powyższego rysunku, zobaczymy powód: to para wodna w atmosferze stanowi główną przeszkodę dla promieniowania podczerwonego przenoszącego ciepło.
Księżyc nie ma atmosfery, co oznacza, że nie występuje efekt cieplarniany. Na jego powierzchni wyraźnie ustala się równowaga termodynamiczna, nie ma wymiany promieniowania pomiędzy atmosferą a powierzchnią ciała stałego. Mars ma cienką atmosferę, ale efekt cieplarniany nadal powoduje wzrost temperatury o 8°C. I dodaje do Ziemi prawie 40°C. Gdyby nasza planeta nie miała tak gęstej atmosfery, temperatura Ziemi byłaby o 40°C niższa. Dziś na całym świecie średnia temperatura wynosi 15°C, a byłoby to –25°C. Wszystkie oceany zamarzłyby, powierzchnia Ziemi pobielałaby od śniegu, albedo wzrosłoby, a temperatura spadłaby jeszcze niżej. Ogólnie rzecz biorąc - straszna rzecz! Ale dobrze, że efekt cieplarniany w naszej atmosferze działa i nas ogrzewa. A na Wenus działa jeszcze silniej – podnosi średnią temperaturę Wenus o ponad 500 stopni.
Powierzchnia planet
Do tej pory nie rozpoczęliśmy szczegółowych badań innych planet, ograniczając się głównie do obserwacji ich powierzchni. Jak ważna jest dla nauki informacja o wyglądzie planety? Jakie cenne informacje może nam przekazać obraz jego powierzchni? Jeśli jest to planeta gazowa, jak Saturn czy Jowisz, lub ciało stałe, ale pokryte gęstą warstwą chmur, jak Wenus, wówczas widzimy tylko górną warstwę chmur, dlatego o samej planecie nie mamy prawie żadnych informacji. Pochmurna atmosfera, jak mówią geolodzy, to super młoda powierzchnia – dziś jest tak, ale jutro będzie inaczej, albo nie jutro, ale za 1000 lat, czyli tylko moment w życiu planety.
Wielką Czerwoną Plamę na Jowiszu lub dwa cyklony planetarne na Wenus obserwuje się od 300 lat, ale powiedziano nam tylko o kilku właściwości ogólne współczesna dynamika ich atmosfer. Nasi potomkowie, patrząc na te planety, zobaczą zupełnie inny obraz, a my nigdy nie dowiemy się, jaki obraz mogli widzieć nasi przodkowie. Dlatego patrząc z zewnątrz na planety o gęstej atmosferze, nie możemy ocenić ich przeszłości, ponieważ widzimy jedynie zmienną warstwę chmur. Zupełnie inną materią jest Księżyc czy Merkury, których powierzchnie zawierają ślady bombardowań meteorytowych i procesów geologicznych zachodzących na przestrzeni ostatnich miliardów lat.
A takie bombardowania gigantycznych planet nie pozostawiają praktycznie żadnych śladów. Jedno z takich wydarzeń miało miejsce pod koniec XX wieku na oczach astronomów. Mówimy o komecie Shoemaker-Levy 9. W 1993 roku w pobliżu Jowisza zauważono dziwny łańcuch dwudziestu małych komet. Obliczenia wykazały, że są to fragmenty jednej komety, która przeleciała w pobliżu Jowisza w 1992 roku i została rozerwana przez efekt pływowy jego potężnego pola grawitacyjnego. Astronomowie nie widzieli faktycznego odcinka rozpadu komety, a jedynie uchwycili moment, w którym łańcuch fragmentów komety oddalił się od Jowisza niczym „lokomotywa”. Gdyby do rozpadu nie doszło, kometa zbliżając się do Jowisza po hiperbolicznej trajektorii, oddaliłaby się w dal wzdłuż drugiej gałęzi hiperboli i najprawdopodobniej nigdy więcej nie zbliżyłaby się do Jowisza. Jednak ciało komety nie wytrzymało naprężenia pływowego i zapadło się, a energia zużyta na odkształcenie i pęknięcie ciała komety zmniejszyła energię kinetyczną jej ruchu orbitalnego, przenosząc fragmenty z orbity hiperbolicznej na orbitę eliptyczną, zamkniętą wokół Jowisza. Odległość orbitalna w perycentrum okazała się mniejsza niż promień Jowisza, a fragmenty uderzały w planetę jeden po drugim w 1994 roku.
Zdarzenie było ogromne. Każdy „odłamek” jądra komety to bryła lodu o wymiarach 1×1,5 km. Lecili na zmianę w atmosferę gigantycznej planety z prędkością 60 km/s (druga prędkość ucieczki dla Jowisza), mając właściwą energię kinetyczną (60/11) 2 = 30 razy większą niż gdyby doszło do zderzenia z Ziemią. Astronomowie z wielkim zainteresowaniem obserwowali kosmiczną katastrofę na Jowiszu z bezpiecznego miejsca na Ziemi. Niestety fragmenty komety uderzyły w Jowisza od strony, która w tamtym momencie nie była widoczna z Ziemi. Na szczęście właśnie w tym czasie sonda kosmiczna Galileo była w drodze do Jowisza, zaobserwowała te zdarzenia i nam je pokazała. Dzięki szybkiej codziennej rotacji Jowisza obszary kolizji w ciągu kilku godzin stały się dostępne zarówno dla teleskopów naziemnych, jak i, co szczególnie cenne, teleskopów przyziemnych, takich jak Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Było to bardzo przydatne, ponieważ każdy blok wpadający w atmosferę Jowisza powodował kolosalną eksplozję, niszcząc górną warstwę chmur i tworząc na jakiś czas okno widoczności w głąb atmosfery Jowisza. Dzięki bombardowaniu kometami mogliśmy więc przez krótki czas tam zajrzeć. Ale minęły 2 miesiące, a na zachmurzonej powierzchni nie pozostał żaden ślad: chmury zakryły wszystkie okna, jakby nic się nie stało.
Inna rzecz - Ziemia. Na naszej planecie blizny po meteorytach pozostają na długo. Oto najpopularniejszy krater meteorytowy o średnicy około 1 km i wieku około 50 tysięcy lat. Nadal jest wyraźnie widoczny. Jednak kratery powstałe ponad 200 milionów lat temu można znaleźć jedynie przy użyciu subtelnych technik geologicznych. Nie są widoczne z góry.
Nawiasem mówiąc, istnieje dość wiarygodna zależność między wielkością tego, co spadło na Ziemię duży meteoryt a średnica utworzonego przez niego krateru wynosi 1:20. Krater o średnicy kilometra w Arizonie powstał w wyniku uderzenia małej asteroidy o średnicy około 50 m. A w czasach starożytnych w Ziemię uderzały większe „pociski” – zarówno kilometrowe, jak i nawet dziesięciokilometrowe. Dziś znamy około 200 dużych kraterów; nazywane są astroblemami (niebiańskimi ranami); a co roku odkrywanych jest kilka nowych. Największy, o średnicy 300 km, znaleziono w południowej Afryce, jego wiek to około 2 miliardy lat. W Rosji największym kraterem jest Popigai w Jakucji o średnicy 100 km. Na pewno są większe, np. na dnie oceanów, gdzie trudniej je zauważyć. To prawda, że dno oceanu jest geologicznie młodsze od kontynentów, ale wydaje się, że na Antarktydzie znajduje się krater o średnicy 500 km. Znajduje się pod wodą i o jej obecności świadczy jedynie profil dna.
Na powierzchni Księżyc, gdzie nie ma wiatru ani deszczu, gdzie nie zachodzą procesy tektoniczne, kratery po meteorytach utrzymują się miliardy lat. Patrząc na Księżyc przez teleskop, czytamy historię kosmicznych bombardowań. Na odwrotnej stronie znajduje się jeszcze bardziej użyteczny obraz dla nauki. Wydaje się, że z jakiegoś powodu szczególnie duże ciała tam nigdy nie spadały, a spadając nie mogły przebić się przez skorupę księżycową, która z tyłu jest dwukrotnie grubsza niż na widocznej stronie. Dlatego płynąca lawa nie wypełniła dużych kraterów i nie zakryła szczegółów historycznych. Na każdym skrawku powierzchni Księżyca znajduje się krater meteorytowy, duży lub mały, a jest ich tak wiele, że młodsze niszczą te, które powstały wcześniej. Nastąpiło nasycenie: Księżyc nie może już być bardziej pokryty kratenami niż jest już. Wszędzie są kratery. A to jest wspaniała kronika historii Układu Słonecznego. Na jej podstawie zidentyfikowano kilka epizodów aktywnego powstawania kraterów, w tym erę ciężkiego bombardowania meteorytami (4,1-3,8 miliarda lat temu), które pozostawiło ślady na powierzchni wszystkich planet ziemskich i wielu satelitów. Wciąż musimy zrozumieć, dlaczego w tamtej epoce strumienie meteorytów spadały na planety. Potrzebne są nowe dane na temat struktury wnętrza Księżyca i składu materii na różnych głębokościach, a nie tylko na powierzchni, z której dotychczas pobrano próbki.
Rtęć zewnętrznie podobny do Księżyca, ponieważ podobnie jak on jest pozbawiony atmosfery. Jego skalista powierzchnia, nie podlegająca erozji gazowej i wodnej, przez długi czas nosi ślady bombardowań meteorytowych. Wśród planet ziemskich Merkury zawiera najstarsze ślady geologiczne, datowane na około 4 miliardy lat. Ale na powierzchni Merkurego nie ma dużych mórz wypełnionych ciemną, zastygłą lawą i podobnych do mórz księżycowych, chociaż jest tam nie mniej dużych kraterów uderzeniowych niż na Księżycu.
Merkury jest około półtora razy większy od Księżyca, ale jego masa jest 4,5 razy większa od Księżyca. Faktem jest, że Księżyc jest prawie w całości skalisty, podczas gdy Merkury ma ogromne metaliczne jądro, najwyraźniej składające się głównie z żelaza i niklu. Promień jej metalicznego rdzenia wynosi około 75% promienia planety (a Ziemi wynosi tylko 55%). Objętość metalicznego jądra Merkurego stanowi 45% objętości planety (a Ziemi tylko 17%). Zatem średnia gęstość Merkurego (5,4 g/cm3) jest prawie równa średniej gęstości Ziemi (5,5 g/cm3) i znacznie przewyższa średnią gęstość Księżyca (3,3 g/cm3). Mając duży metalowy rdzeń, Merkury mógłby przewyższyć Ziemię pod względem średniej gęstości, gdyby nie niska grawitacja na jego powierzchni. Mając masę zaledwie 5,5% masy Ziemi, ma prawie trzykrotnie mniejszą grawitację, która nie jest w stanie zagęścić jej wnętrza w takim stopniu jak wnętrze Ziemi, gdzie nawet płaszcz krzemianowy ma gęstość około (5 g/ cm3), uległa zagęszczeniu.
Merkury jest trudny do zbadania, ponieważ porusza się blisko Słońca. Aby wystrzelić w jej stronę aparat międzyplanetarny z Ziemi, należy go mocno spowolnić, czyli przyspieszyć w kierunku przeciwnym do ruchu orbitalnego Ziemi; dopiero wtedy zacznie „spadać” w stronę Słońca. Nie da się tego zrobić od razu za pomocą rakiety. Dlatego też podczas dotychczasowych dwóch lotów na Merkurego, manewry grawitacyjne w polu Ziemi, Wenus i samego Merkurego posłużyły do wyhamowania sondy kosmicznej i przeniesienia jej na orbitę Merkurego.
Mariner 10 (NASA) po raz pierwszy udał się na Merkurego w 1973 roku. Najpierw zbliżyła się do Wenus, zwolniła w swoim polu grawitacyjnym, a następnie w latach 1974-75 trzykrotnie minęła Merkurego. Ponieważ wszystkie trzy spotkania miały miejsce w tym samym obszarze orbity planety, a jej codzienny obrót jest zsynchronizowany z orbitą, sonda wszystkie trzy razy sfotografowała tę samą półkulę Merkurego, oświetloną przez Słońce.
Przez kilka następnych dziesięcioleci nie było żadnych lotów na Merkurego. I dopiero w 2004 roku udało się wypuścić na rynek drugie urządzenie – MESSENGER ( Powierzchnia rtęci, środowisko kosmiczne, geochemia i zasięg; NASA). Po wykonaniu kilku manewrów grawitacyjnych w pobliżu Ziemi, Wenus (dwukrotnie) i Merkurego (trzykrotnie), sonda weszła na orbitę wokół Merkurego w 2011 roku i prowadziła badania planety przez 4 lata.
Pracę w pobliżu Merkurego komplikuje fakt, że planeta znajduje się średnio 2,6 razy bliżej Słońca niż Ziemia, więc przepływ promieni słonecznych jest tam prawie 7 razy większy. Bez specjalnego „parasolu słonecznego” elektronika sondy uległaby przegrzaniu. Trzecia wyprawa na Merkurego, tzw BepiColombo Biorą w nim udział Europejczycy i Japończycy. Start zaplanowano na jesień 2018 r. Jednocześnie wylecą dwie sondy, które po przelocie w pobliżu Ziemi wejdą na orbitę wokół Merkurego pod koniec 2025 r., dwie w pobliżu Wenus i sześć w pobliżu Merkurego. Oprócz szczegółowych badań powierzchni planety i jej pola grawitacyjnego, szczegółowe badania magnetosfery i pola magnetycznego Merkurego, które reprezentują zagadka naukowców. Chociaż Merkury obraca się bardzo powoli, a jego metaliczne jądro powinno już dawno ostygnąć i stwardnieć, planeta ma dipolowe pole magnetyczne, które jest 100 razy słabsze niż ziemskie, ale nadal utrzymuje magnetosferę wokół planety. Współczesna teoria wytwarzania pola magnetycznego w ciałach niebieskich, tzw. teoria turbulentnego dynama, wymaga obecności we wnętrzu planety warstwy ciekłego przewodnika prądu elektrycznego (dla Ziemi jest to zewnętrzna część żelaznego jądra ) i stosunkowo szybki obrót. Nie jest jeszcze jasne, dlaczego rdzeń Merkurego nadal pozostaje płynny.
Merkury ma niesamowitą cechę, której nie ma żadna inna planeta. Ruch Merkurego na orbicie wokół Słońca i jego obrót wokół własnej osi są ze sobą wyraźnie zsynchronizowane: podczas dwóch okresów orbitalnych wykonuje on trzy obroty wokół własnej osi. Generalnie astronomowie z ruchem synchronicznym znają się już od dawna: nasz Księżyc synchronicznie obraca się wokół własnej osi i krąży wokół Ziemi, okresy tych dwóch ruchów są takie same, czyli są w stosunku 1:1. Inne planety mają satelity wykazujące tę samą cechę. To efekt efektu pływowego.
Aby prześledzić ruch Merkurego (rys. powyżej), umieśćmy strzałkę na jego powierzchni. Można zauważyć, że podczas jednego obrotu wokół Słońca, czyli w ciągu jednego roku Merkurego, planeta wykonała obrót wokół własnej osi dokładnie półtora raza. W tym czasie dzień w obszarze strzałki zamienił się w noc i minęła połowa słonecznego dnia. Kolejna coroczna rewolucja - i w obszarze strzałki znów zaczyna się dzień, minął jeden dzień słoneczny. Zatem na Merkurym dzień słoneczny trwa dwa lata na Merkurym.
O pływach będziemy mówić szczegółowo w rozdz. 6. To w wyniku wpływu pływów z Ziemi Księżyc zsynchronizował swoje dwa ruchy - obrót osiowy i cyrkulacja orbitalna. Ziemia wywiera ogromny wpływ na Księżyc: rozciąga jego sylwetkę i stabilizuje jego obrót. Orbita Księżyca jest zbliżona do kołowej, więc Księżyc porusza się po niej niemal z dużą prędkością stała prędkość w niemal stałej odległości od Ziemi (o zasięgu tego „prawie” pisaliśmy w rozdziale 1). Dlatego efekt pływowy zmienia się nieznacznie i kontroluje obrót Księżyca wzdłuż całej jego orbity, co prowadzi do rezonansu 1:1.
W przeciwieństwie do Księżyca, Merkury porusza się wokół Słońca po zasadniczo eliptycznej orbicie, czasami zbliżając się do źródła światła, czasami oddalając się od niego. Kiedy jest daleko, w pobliżu aphelium orbity, wpływ pływowy Słońca słabnie, ponieważ zależy od odległości wynoszącej 1/ R 3. Kiedy Merkury zbliża się do Słońca, pływy są znacznie silniejsze, więc tylko w obszarze peryhelium Merkury skutecznie synchronizuje swoje dwa ruchy - dobowy i orbitalny. Drugie prawo Keplera mówi nam, że prędkość kątowa ruchu orbitalnego jest maksymalna w punkcie peryhelium. To właśnie tam następuje „przechwytywanie pływów” i synchronizacja prędkości kątowych Merkurego – dziennej i orbitalnej. W punkcie peryhelium są one dokładnie sobie równe. Posuwając się dalej, Merkury prawie przestaje odczuwać pływowy wpływ Słońca i utrzymuje prędkość kątową obrotu, stopniowo zmniejszając prędkość kątową ruchu orbitalnego. Dlatego w jednym okresie orbitalnym udaje mu się wykonać półtora obrotu dziennie i ponownie wpada w szpony efektu pływowego. Bardzo prosta i piękna fizyka.
Powierzchnia Merkurego jest prawie nie do odróżnienia od Księżyca. Nawet zawodowi astronomowie, gdy pojawiły się pierwsze szczegółowe zdjęcia Merkurego, pokazywały je sobie nawzajem i pytały: „No cóż, zgadnij, czy to Księżyc czy Merkury?” Naprawdę trudno zgadnąć. Zarówno tam, jak i tam znajdują się powierzchnie zniszczone przez meteoryty. Ale oczywiście są pewne funkcje. Chociaż na Merkurym nie ma dużych mórz lawy, jego powierzchnia nie jest jednorodna: są obszary starsze i młodsze (podstawą jest obliczenie kraterów po meteorytach). Merkury różni się od Księżyca także obecnością charakterystycznych występów i fałd na powierzchni, które powstały w wyniku kompresji planety podczas ochładzania się jej ogromnego metalowego jądra.
Różnice temperatur na powierzchni Merkurego są większe niż na Księżycu. W dzień na równiku temperatura wynosi 430°C, a w nocy –173°C. Ale gleba rtęciowa jest dobrym izolatorem ciepła, więc na głębokości około 1 m dziennie (czy co dwa lata?) zmiany temperatury nie są już odczuwalne. Jeśli więc polecisz na Merkurego, pierwszą rzeczą, którą musisz zrobić, jest wykopanie ziemianki. Na równiku będzie około 70°C; Jest trochę gorąco. Natomiast w rejonie biegunów geograficznych w ziemiance będzie to około –70°C. Dzięki temu z łatwością znajdziesz szerokość geograficzną, na której będzie Ci wygodnie w ziemiance.
Najniższe temperatury obserwuje się na dnie kraterów polarnych, gdzie promienie słoneczne nigdy nie docierają. To właśnie tam odkryto pokłady lodu wodnego, które wcześniej wykryły ziemskie radary, a następnie potwierdziły instrumenty sondy kosmicznej MESSENGER. Pochodzenie tego lodu jest nadal przedmiotem dyskusji. Jego źródłami mogą być zarówno komety, jak i para wodna wydobywająca się z wnętrzności planety.
Na Merkurym znajduje się jeden z największych kraterów uderzeniowych w Układzie Słonecznym – Heat Planum ( Basen Kalorii) o średnicy 1550 km. To uderzenie asteroidy o średnicy co najmniej 100 km, która niemal rozerwała małą planetę. Stało się to około 3,8 miliarda lat temu, w okresie tzw. „późnego ciężkiego bombardowania” ( Późne ciężkie bombardowanie), kiedy z nie do końca zrozumiałych powodów wzrosła liczba asteroid i komet na orbitach przecinających orbity planet ziemskich.
Kiedy Mariner 10 sfotografował Samolot Ciepła w 1974 roku, nie wiedzieliśmy jeszcze, co wydarzyło się po przeciwnej stronie Merkurego po tym strasznym zderzeniu. Oczywiste jest, że w przypadku uderzenia piłki wzbudzane są fale dźwiękowe i powierzchniowe, które rozchodzą się symetrycznie, przechodzą przez „równik” i gromadzą się w punkcie antypodalnym, diametralnie przeciwnym do punktu uderzenia. Zaburzenie tam kurczy się do pewnego momentu, a amplituda drgań sejsmicznych gwałtownie rośnie. Przypomina to sposób, w jaki poganiacze bydła strzelają z bata: energia i pęd fali są zasadniczo zachowane, ale grubość bata dąży do zera, więc prędkość wibracji wzrasta i staje się naddźwiękowa. Spodziewano się, że w rejonie Merkurego naprzeciwko basenu Kalorie pojawi się obraz niesamowitej zagłady. Ogólnie prawie tak wyszło: był rozległy pagórkowaty obszar o pofałdowanej powierzchni, chociaż spodziewałem się, że będzie tam krater antypodyjski. Wydawało mi się, że gdy fala sejsmiczna zapadnie się, nastąpi zjawisko „lustrzanego” upadku asteroidy. Obserwujemy to, gdy kropla spada na spokojną powierzchnię wody: najpierw tworzy małe zagłębienie, a następnie woda cofa się i wyrzuca w górę nową małą kroplę. Tak się nie stało na Merkurym i teraz rozumiemy, dlaczego. Jego głębokości okazały się niejednorodne i nie doszło do precyzyjnego skupiania fal.
Ogólnie rzecz biorąc, relief Merkurego jest gładszy niż Księżyca. Na przykład ściany kraterów Merkurego nie są tak wysokie. Prawdopodobną przyczyną jest większa siła grawitacji oraz cieplejsze i bardziej miękkie wnętrze Merkurego.
Wenus- druga planeta od Słońca i najbardziej tajemnicza z planet ziemskich. Nie jest jasne, jakie jest pochodzenie bardzo gęstej atmosfery, składającej się prawie wyłącznie z dwutlenku węgla (96,5%) i azotu (3,5%) i powodującej silny efekt cieplarniany. Nie jest jasne, dlaczego Wenus tak wolno obraca się wokół własnej osi – 244 razy wolniej niż Ziemia, a także w przeciwnym kierunku. Jednocześnie masywna atmosfera Wenus, a raczej jej warstwa chmur, okrąża planetę w ciągu czterech ziemskich dni. Zjawisko to nazywa się superrotacją atmosfery. Jednocześnie atmosfera ociera się o powierzchnię planety i powinna już dawno zwolnić. Przecież nie może długo poruszać się po planecie, solidny który praktycznie stoi w miejscu. Ale atmosfera obraca się, a nawet w kierunku przeciwnym do obrotu samej planety. Oczywiste jest, że tarcie o powierzchnię rozprasza energię atmosfery, a jej moment pędu przenoszony jest na ciało planety. Oznacza to, że następuje dopływ energii (oczywiście słonecznej), dzięki której pracuje silnik cieplny. Pytanie: jak ta maszyna jest zaimplementowana? W jaki sposób energia Słońca przekształca się w ruch atmosfery Wenus?
Ze względu na powolny obrót Wenus siły Coriolisa działające na nią są słabsze niż na Ziemi, dlatego cyklony atmosferyczne są tam mniej zwarte. Tak naprawdę są ich tylko dwa: jeden na półkuli północnej, drugi na półkuli południowej. Każdy z nich „wije” od równika do własnego bieguna.
Górne warstwy atmosfery Wenus szczegółowo zbadano za pomocą przelotów (wykonujących manewr grawitacyjny) i sond orbitalnych - amerykańskich, radzieckich, europejskich i japońskich. Radzieccy inżynierowie przez kilkadziesiąt lat wprowadzali tam urządzenia serii Venera i był to nasz najbardziej udany przełom w dziedzinie eksploracji planet. Głównym zadaniem było wylądowanie modułu zniżającego na powierzchni, aby zobaczyć, co kryje się pod chmurami.
Projektanci pierwszych sond, podobnie jak autorzy dzieł science fiction z tamtych lat, kierowali się wynikami obserwacji optycznych i radioastronomicznych, z których wynikało, że Wenus jest cieplejszym odpowiednikiem naszej planety. Dlatego w połowie XX wieku wszyscy pisarze science fiction – od Bielajewa, Kazancewa i Strugackiego po Lema, Bradbury’ego i Heinleina – przedstawiali Wenus jako niegościnną (gorącą, bagnistą, z trującą atmosferą), ale ogólnie podobną do Ziemski świat. Z tego samego powodu pierwsze pojazdy lądujące sond Wenus nie były zbyt trwałe, nie były w stanie wytrzymać wysokiego ciśnienia. I ginęli, schodząc do atmosfery, jeden po drugim. Następnie ich ciała zaczęto wzmacniać, zaprojektowane na ciśnienie 20 atmosfer. Ale to okazało się niewystarczające. Następnie projektanci „gryząc kość” wykonali tytanową sondę, która wytrzymuje ciśnienie 180 atm. I bezpiecznie wylądował na powierzchni („Venera-7”, 1970). Należy pamiętać, że nie każdy okręt podwodny jest w stanie wytrzymać takie ciśnienie, jakie panuje na głębokości około 2 km w oceanie. Okazało się, że ciśnienie na powierzchni Wenus nie spada poniżej 92 atm (9,3 MPa, 93 bar), a temperatura wynosi 464°C.
Marzenie o gościnnej Wenus, podobnej do Ziemi z okresu karbońskiego, skończyło się ostatecznie właśnie w 1970 roku. Po raz pierwszy urządzenie zaprojektowane na tak piekielne warunki („Venera-8”) z sukcesem zstąpiło i pracowało na powierzchni w 1972. Od tego momentu lądowanie na powierzchni Wenus stało się rutynową operacją, jednak długo nie da się tam pracować: po 1-2 godzinach wnętrze urządzenia nagrzewa się i psuje się elektronika.
Pierwszy sztuczne satelity pojawił się na Wenus w 1975 roku („Venera-9 i -10”). Ogólnie rzecz biorąc, prace na powierzchni Wenus przez pojazdy zniżające Venera-9...-14 (1975-1981) okazały się niezwykle udane, badając zarówno atmosferę, jak i powierzchnię planety w miejscu lądowania, nawet udaje się pobrać próbki gleby i je określić skład chemiczny i właściwości mechaniczne. Jednak największe wrażenie wśród fanów astronomii i kosmonautyki wywołały przesyłane przez nich zdjęcia panoram lądowisk, najpierw czarno-białe, a później kolorowe. Nawiasem mówiąc, niebo Wenus widziane z powierzchni jest pomarańczowe. Piękny! Do tej pory (2017) obrazy te pozostają jedynymi i cieszą się dużym zainteresowaniem planetologów. Są one nadal poddawane obróbce i co jakiś czas znajdują się na nich nowe części.
Amerykańska astronautyka również wniosła znaczący wkład w badania Wenus w tych latach. Przeloty Marinerów 5 i 10 badały górne warstwy atmosfery. Pioneer Venera 1 (1978) stał się pierwszym amerykańskim satelitą Wenus i przeprowadził pomiary radarowe. A „Pioneer-Venera-2” (1978) wysłał 4 pojazdy zniżające do atmosfery planety: jeden duży (315 kg) ze spadochronem w obszar równikowy półkuli dziennej i trzy małe (po 90 kg każdy) bez spadochronów - do połowy -szerokości geograficzne i na północy półkuli dziennej, a także półkuli nocnej. Żadne z nich nie było przeznaczone do pracy na powierzchni, ale jedno z małych urządzeń wylądowało bezpiecznie (bez spadochronu!) i pracowało na powierzchni ponad godzinę. Ten przypadek pozwala poczuć, jak duża jest gęstość atmosfery w pobliżu powierzchni Wenus. Atmosfera Wenus jest prawie 100 razy masywniejsza od atmosfery ziemskiej, a jej gęstość na powierzchni wynosi 67 kg/m 3, czyli jest 55 razy gęstsza od ziemskiego powietrza i tylko 15 razy mniejsza od wody w stanie ciekłym.
Nie było łatwo stworzyć mocne sondy naukowe, które są w stanie wytrzymać ciśnienie atmosfery Wenus, takie samo jak na kilometrowej głębokości w naszych oceanach. Jeszcze trudniej było jednak zmusić je do wytrzymania temperatury otoczenia wynoszącej 464°C w obecności tak gęstego powietrza. Przepływ ciepła przez ciało jest kolosalny. Dlatego nawet najbardziej niezawodne urządzenia działały nie dłużej niż dwie godziny. Aby szybko zejść na powierzchnię i przedłużyć tam swoją pracę, Venus podczas lądowania zrzuciła spadochron i kontynuowała opadanie, spowalniana jedynie przez małą tarczę na kadłubie. Uderzenie w powierzchnię zostało złagodzone przez specjalne urządzenie tłumiące - podporę do lądowania. Projekt okazał się na tyle udany, że Venera 9 wylądowała bez problemu na zboczu o nachyleniu 35° i pracowała normalnie.
Biorąc pod uwagę wysokie albedo Wenus i kolosalną gęstość jej atmosfery, naukowcy wątpili, czy w pobliżu powierzchni będzie wystarczająco dużo światła słonecznego, aby można było je sfotografować. Ponadto na dnie gazowego oceanu Wenus może wisieć gęsta mgła, rozpraszająca światło słoneczne i uniemożliwiająca uzyskanie kontrastowego obrazu. Dlatego pierwsze pojazdy lądujące zostały wyposażone w halogenowe lampy rtęciowe, które oświetlały glebę i tworzyły kontrast świetlny. Okazało się jednak, że naturalnego światła jest tam wystarczająco dużo: na Wenus jest tak samo jasno, jak w pochmurny dzień na Ziemi. Kontrast w świetle naturalnym jest również całkiem akceptowalny.
W październiku 1975 roku lądowniki Venera 9 i 10 poprzez swoje bloki orbitalne przesłały na Ziemię pierwsze w historii zdjęcia powierzchni innej planety (jeśli nie uwzględnić Księżyca). Na pierwszy rzut oka perspektywa na tych panoramach wygląda dziwnie zniekształcona: powodem jest obrót kierunku fotografowania. Zdjęcia te zostały wykonane telefotometrem (skanerem optyczno-mechanicznym), którego „wygląd” powoli przesuwał się od horyzontu pod stopami lądującego pojazdu, a następnie ku drugiemu horyzontowi: uzyskano skan 180°. Pełną panoramę miały zapewniać dwa telefotometry po przeciwnych stronach urządzenia. Ale dekielki obiektywu nie zawsze się otwierały. Na przykład na „Venera-11 i -12” żaden z czterech się nie otworzył.
Jeden z najpiękniejszych eksperymentów w badaniu Wenus przeprowadzono przy użyciu sond VeGa-1 i -2 (1985). Ich nazwa oznacza „Venus-Halley”, ponieważ po oddzieleniu modułów zniżających skierowanych na powierzchnię Wenus, lotne części sond udały się na badanie jądra komety Halleya i po raz pierwszy zakończyły się sukcesem. Urządzenia do lądowania również nie były do końca zwyczajne: główna część urządzenia wylądowała na powierzchni, a podczas opadania oddzielono od niego balon wykonany przez francuskich inżynierów i przez około dwa dni leciał w atmosferze Wenus na wysokości 53-55 km, przesyłając na Ziemię dane o temperaturze i ciśnieniu, oświetleniu i widoczności w chmurach. Dzięki silnemu wiatrowi wiejącemu na tej wysokości z prędkością 250 km/h balonom udało się okrążyć znaczną część planety. Piękny!
Zdjęcia z lądowisk pokazują jedynie niewielkie obszary powierzchni Wenus. Czy można zobaczyć całą Wenus przez chmury? Móc! Radar widzi przez chmury. Na Wenus poleciały dwa radzieckie satelity z radarami bocznymi i jeden amerykański. Na podstawie ich obserwacji opracowano radiowe mapy Wenus o bardzo dużej rozdzielczości. Trudno to wykazać na mapie ogólnej, ale na poszczególnych fragmentach mapy jest to wyraźnie widoczne. Kolory na mapach radiowych pokazują poziomy: jasnoniebieski i ciemnoniebieski to niziny; Gdyby Wenus miała wodę, byłyby to oceany. Ale na Wenus nie może istnieć woda w stanie ciekłym. Tam też praktycznie nie ma wody gazowanej. Zielonkawe i żółtawe są kontynenty, tak je nazwijmy. Najwięcej jest koloru czerwonego i białego wysokie punkty na Wenus. To „wenusjański Tybet” - najwyższy płaskowyż. Najwyższy szczyt na nim, Mount Maxwell, wznosi się na wysokość 11 km.
Nie ma wiarygodnych faktów na temat głębokości Wenus, jej wewnętrznej struktury, ponieważ nie przeprowadzono tam jeszcze badań sejsmicznych. Ponadto powolny obrót planety nie pozwala zmierzyć jej momentu bezwładności, który mógłby nam powiedzieć o rozkładzie gęstości wraz z głębokością. Jak dotąd koncepcje teoretyczne opierają się na podobieństwie Wenus do Ziemi, a pozorny brak tektoniki płyt na Wenus tłumaczy się brakiem na niej wody, która na Ziemi służy jako „smar”, umożliwiający ślizganie się płyt i nurkować pod sobą. W połączeniu z wysoką temperaturą powierzchni prowadzi to do spowolnienia lub nawet całkowitego braku konwekcji w ciele Wenus, zmniejsza szybkość chłodzenia jej wnętrza i może wyjaśniać brak pola magnetycznego. Wszystko to wygląda logicznie, ale wymaga eksperymentalnej weryfikacji.
Swoją drogą, o Ziemia. Nie będę szczegółowo omawiał trzeciej planety od Słońca, ponieważ nie jestem geologiem. Co więcej, każdy z nas ma główny pomysł o Ziemi nawet w oparciu o wiedzę szkolną. Ale w związku z badaniem innych planet zauważam, że również nie w pełni rozumiemy wnętrze naszej własnej planety. Niemal co roku dochodzi do wielkich odkryć w geologii, czasem nawet w głębi Ziemi odkrywane są nowe warstwy. Nie znamy nawet dokładnie temperatury w jądrze naszej planety. Spójrz na najnowsze recenzje: niektórzy autorzy uważają, że temperatura na granicy jądra wewnętrznego wynosi około 5000 K, inni uważają, że jest to ponad 6300 K. Są to wyniki obliczeń teoretycznych, które uwzględniają nie do końca wiarygodne parametry, które opisują właściwości materii w temperaturze tysięcy kelwinów i ciśnieniu milionów barów. Dopóki te właściwości nie zostaną rzetelnie zbadane w laboratorium, nie otrzymamy dokładnej wiedzy o wnętrzu Ziemi.
Wyjątkowość Ziemi wśród podobnych planet polega na obecności pola magnetycznego i wody w stanie ciekłym na powierzchni, a druga najwyraźniej jest konsekwencją pierwszego: ziemska magnetosfera chroni naszą atmosferę i pośrednio hydrosferę przed promieniowaniem słonecznym płynie wiatr. Aby wytworzyć pole magnetyczne, jak się obecnie okazuje, we wnętrzu planety musi znajdować się płynna warstwa przewodząca prąd elektryczny, pokryta ruchem konwekcyjnym i szybkim dziennym obrotem, zapewniającym siłę Coriolisa. Dopiero w tych warunkach włącza się mechanizm dynama, wzmacniając pole magnetyczne. Wenus ledwo się obraca, więc nie ma pola magnetycznego. Żelazne jądro małego Marsa już dawno ostygło i stwardniało, więc brakuje mu również pola magnetycznego. Wydawać by się mogło, że Merkury obraca się bardzo wolno i powinien był ostygnąć przed Marsem, ale ma dość zauważalne dipolowe pole magnetyczne o sile 100 razy słabszej niż ziemskie. Paradoks! Obecnie uważa się, że pływowy wpływ Słońca jest odpowiedzialny za utrzymanie żelaznego jądra Merkurego w stanie stopionym. Miną miliardy lat, żelazne jądro Ziemi ostygnie i stwardnieje, pozbawiając naszą planetę ochrony magnetycznej przed wiatrem słonecznym. I co dziwne, jedyną skalistą planetą z polem magnetycznym pozostanie Merkury.
Przejdźmy teraz do Mars. Jego wygląd od razu nas przyciąga z dwóch powodów: nawet na zdjęciach wykonanych z daleka widać białe czapy polarne i półprzezroczystą atmosferę. Podobnie jest w przypadku Marsa i Ziemi: czapy polarne dają początek idei obecności wody, a atmosfera – możliwości oddychania. I chociaż na Marsie nie wszystko jest tak dobre z wodą i powietrzem, jak się wydaje na pierwszy rzut oka, planeta ta od dawna przyciąga badaczy.
Wcześniej astronomowie badali Marsa przez teleskop i dlatego z niecierpliwością czekali na momenty zwane „opozycjami Marsa”. Co jest przeciwne czemu w tych momentach?
Z punktu widzenia ziemskiego obserwatora w momencie opozycji Mars znajduje się po jednej stronie Ziemi, a Słońce po drugiej. Oczywiste jest, że w tych momentach Ziemia i Mars zbliżają się do minimalnej odległości, Mars jest widoczny na niebie przez całą noc i jest dobrze oświetlony przez Słońce. Ziemia okrąża Słońce co roku, a Mars co 1,88 roku, zatem średni czas pomiędzy opozycjami wynosi nieco ponad dwa lata. Ostatnia opozycja Marsa miała miejsce w 2016 roku, choć nie była szczególnie bliska. Orbita Marsa jest zauważalnie eliptyczna, więc Ziemia najbliżej Marsa zbliża się, gdy Mars znajduje się w pobliżu peryhelium swojej orbity. Na Ziemi (w naszej epoce) jest to koniec sierpnia. Dlatego konfrontacje sierpniowe i wrześniowe nazywane są „wielkimi”; W tych momentach, które zdarzają się raz na 15-17 lat, nasze planety zbliżają się do siebie na niecałe 60 milionów km. Stanie się to w 2018 roku. A bardzo bliska konfrontacja miała miejsce w 2003 roku: wtedy Mars był oddalony o zaledwie 55,8 miliona km. W związku z tym narodził się nowy termin - „największe opozycje Marsa”: obecnie uważa się je za podejścia mniejsze niż 56 milionów km. Występują 1-2 razy w ciągu stulecia, ale w ten wiek będą ich nawet trzy – poczekajcie na rok 2050 i 2082.
Jednak nawet w chwilach wielkiego sprzeciwu niewiele widać na Marsie przez ziemski teleskop. Oto rysunek astronoma patrzącego na Marsa przez teleskop. Nieprzygotowana osoba spojrzy i będzie zawiedziona - w ogóle nic nie zobaczy, tylko małą różową „kroplę”. Ale za pomocą tego samego teleskopu doświadczone oko astronoma widzi więcej. Astronomowie zauważyli czapę polarną dawno temu, wieki temu. A także ciemne i jasne obszary. Ciemne tradycyjnie nazywano morzami, a jasne – kontynentami.
Zwiększone zainteresowanie Marsem nastąpiło w epoce wielkiego sprzeciwu 1877 roku: - do tego czasu zbudowano już dobre teleskopy, a astronomowie dokonali kilku ważnych odkryć. Amerykański astronom Asaph Hall odkrył księżyce Marsa – Fobos i Deimos. A włoski astronom Giovanni Schiaparelli naszkicował tajemnicze linie na powierzchni planety - kanały marsjańskie. Oczywiście Schiaparelli nie był pierwszym, który zobaczył kanały: niektóre z nich zostały zauważone przed nim (na przykład Angelo Secchi). Ale po Schiaparellim temat ten stał się dominujący w badaniach Marsa na wiele lat.
Obserwacje obiektów na powierzchni Marsa, takich jak „kanały” i „morza”, zapoczątkowały nowy etap badań tej planety. Schiaparelli wierzył, że „morza” Marsa rzeczywiście mogą być zbiornikami wodnymi. Ponieważ trzeba było nazwać łączące je linie, Schiaparelli nazwał je „kanałami” (canali), co oznacza cieśniny morskie, a nie konstrukcje stworzone przez człowieka. Uważał, że woda faktycznie przepływa tymi kanałami w obszarach polarnych podczas topnienia czap polarnych. Po odkryciu „kanałów” na Marsie część naukowców zasugerowała ich sztuczny charakter, co posłużyło jako podstawa do hipotez o istnieniu inteligentnych istot na Marsie. Ale sam Schiaparelli nie uważał tej hipotezy za naukowo uzasadnioną, choć nie wykluczał obecności życia na Marsie, być może nawet inteligentnego.
Jednak pomysł sztucznego systemu kanałów irygacyjnych na Marsie zaczął zyskiwać na popularności w innych krajach. Było to częściowo spowodowane faktem, że włoski kanał był przedstawiany w języku angielskim jako kanał (sztuczna droga wodna), a nie kanał (naturalna cieśnina morska). A w języku rosyjskim słowo „kanał” oznacza sztuczną konstrukcję. Idea Marsjan urzekła wówczas wielu ludzi, nie tylko pisarzy (pamiętajcie H.G. Wellsa z jego „Wojną światów”, 1897), ale także badaczy. Najbardziej znanym z nich był Percival Lovell. Ten Amerykanin otrzymał doskonałe wykształcenie na Harvardzie, w równym stopniu opanował matematykę, astronomię i nauki humanistyczne. Jednak jako potomek szlacheckiej rodziny wolałby zostać dyplomatą, pisarzem czy podróżnikiem niż astronomem. Jednak po przeczytaniu prac Schiaparelliego o kanałach zafascynował się Marsem i uwierzył w istnienie na nim życia i cywilizacji. Ogólnie rzecz biorąc, porzucił wszystkie inne sprawy i zaczął badać Czerwoną Planetę.
Za pieniądze swojej zamożnej rodziny Lovell zbudował obserwatorium i zaczął rysować kanały. Należy pamiętać, że fotografia była wówczas w powijakach, a oko doświadczonego obserwatora jest w stanie dostrzec najdrobniejsze szczegóły w warunkach turbulencji atmosferycznych, zniekształcając obrazy odległych obiektów. Najbardziej szczegółowe były mapy kanałów marsjańskich utworzone w Obserwatorium Lovell. Ponadto, będąc dobrym pisarzem, Lovell napisał kilka interesujących książek - Mars i jego kanały (1906), Mars jako siedziba życia(1908) itd. Tylko jeden z nich został przetłumaczony na język rosyjski jeszcze przed rewolucją: „Mars i życie na nim” (Odessa: Matezis, 1912). Książki te urzekły całe pokolenie nadzieją na spotkanie Marsjan.
Trzeba przyznać, że historia kanałów marsjańskich nigdy nie doczekała się kompleksowego wyjaśnienia. Istnieją stare rysunki z kanałami i współczesne fotografie- bez nich. Gdzie są kanały? Co to było? Spisek astronomów? Masowe szaleństwo? Autohipnoza? Trudno winić za to naukowców, którzy poświęcili swoje życie nauce. Być może odpowiedź na tę historię leży przed nami.
A dzisiaj badamy Marsa z reguły nie przez teleskop, ale za pomocą sond międzyplanetarnych. (Chociaż nadal używa się do tego teleskopów i czasami je przynosi ważne wyniki.) Lot sond na Marsa odbywa się po najbardziej korzystnej energetycznie trajektorii półeliptycznej. Korzystając z trzeciego prawa Keplera, łatwo jest obliczyć czas trwania takiego lotu. Ze względu na dużą ekscentryczność orbity Marsa czas lotu zależy od sezonu startowego. Lot z Ziemi na Marsa trwa średnio 8-9 miesięcy.
Czy można wysłać załogową wyprawę na Marsa? To duży i ciekawy temat. Wydawałoby się, że wystarczy do tego potężna rakieta nośna i wygodny statek kosmiczny. Nikt jeszcze nie ma wystarczająco potężnych lotniskowców, ale pracują nad nimi inżynierowie amerykańscy, rosyjscy i chińscy. Nie ma wątpliwości, że taką rakietę w najbliższych latach będą tworzyć przedsiębiorstwa państwowe (na przykład nasza nowa rakieta Angara w jej najpotężniejszej wersji) lub firmy prywatne (Elon Musk – czemu nie).
Czy istnieje statek, na którym astronauci spędzą wiele miesięcy w drodze na Marsa? Jeszcze czegoś takiego nie ma. Wszystkie istniejące (Sojuz, Shenzhou), a nawet te przechodzące testy (Dragon V2, CST-100, Orion) są bardzo ciasne i nadają się jedynie do lotu na Księżyc, dokąd dzielą go już tylko 3 dni. To prawda, że \u200b\u200bpo starcie istnieje pomysł napompowania dodatkowych pomieszczeń. Jesienią 2016 roku nadmuchiwany moduł został przetestowany na ISS i wypadł dobrze. Tym samym wkrótce pojawi się techniczna możliwość lotu na Marsa. Więc w czym problem? W osobie!
Jesteśmy stale narażeni na naturalną radioaktywność skał ziemskich, strumienie cząstek kosmicznych lub sztucznie wytworzoną radioaktywność. Na powierzchni Ziemi tło jest słabe: chroni nas magnetosfera i atmosfera planety, a także jej ciało pokrywające dolną półkulę. Na niskim poziomie niska orbita okołoziemska tam, gdzie pracują kosmonauci ISS, atmosfera już nie pomaga, więc promieniowanie tła wzrasta setki razy. W przestrzeń kosmiczna jest nadal kilkukrotnie wyższa. Ogranicza to znacząco czas bezpiecznego pobytu człowieka w przestrzeni kosmicznej. Pamiętajmy, że pracownikom przemysłu nuklearnego nie wolno otrzymywać więcej niż 5 rem rocznie – jest to prawie bezpieczne dla zdrowia. Kosmonauci mogą otrzymać do 10 rem rocznie (akceptowalny poziom zagrożenia), co ogranicza czas ich pracy na ISS do jednego roku. A lot na Marsa z powrotem na Ziemię w najlepszym przypadku (jeśli na Słońcu nie będzie potężnych rozbłysków) doprowadzi do dawki 80 rem, co spowoduje wysokie prawdopodobieństwo raka. To jest właśnie główna przeszkoda w locie człowieka na Marsa. Czy można chronić astronautów przed promieniowaniem? Teoretycznie jest to możliwe.
Na Ziemi chroni nas atmosfera, której grubość na centymetr kwadratowy odpowiada 10-metrowej warstwie wody. Lekkie atomy lepiej rozpraszają energię cząstek kosmicznych, a więc warstwę ochronną statek kosmiczny może mieć grubość 5 metrów. Ale nawet na ciasnym statku masa tej ochrony będzie mierzona w setkach ton. Wysłanie takiego statku na Marsa przekracza możliwości współczesnej, a nawet obiecującej rakiety.
OK. Załóżmy, że byli ochotnicy, którzy chcieli zaryzykować swoje zdrowie i udać się na Marsa w jedną stronę bez ochrony przed promieniowaniem. Czy będą mogli tam pracować po wylądowaniu? Czy można na nich liczyć, że wykonają zadanie? Pamiętacie, jak astronauci po sześciu miesiącach spędzonych na ISS czują się zaraz po wylądowaniu na ziemi? Nosi się je na rękach, układa na noszach i przez dwa–trzy tygodnie poddaje się rehabilitacji, przywracając siłę kości i siłę mięśni. A na Marsie nikt nie będzie ich nosił na rękach. Tam będziesz musiał wyjść sam i pracować w ciężkich, pustych kombinezonach, jak na Księżycu. W końcu ciśnienie atmosferyczne na Marsie jest praktycznie zerowe. Kombinezon jest bardzo ciężki. Na Księżycu poruszało się po nim stosunkowo łatwo, gdyż grawitacja stanowi tam 1/6 ziemskiej, a podczas trzech dni lotu na Księżyc mięśnie nie mają czasu na osłabienie. Astronauci przybędą na Marsa po wielu miesiącach spędzonych w warunkach nieważkości i promieniowania, a grawitacja na Marsie jest dwa i pół razy większa niż na Księżycu. Ponadto na powierzchni samego Marsa promieniowanie jest prawie takie samo jak w przestrzeni kosmicznej: Mars nie ma pola magnetycznego, a jego atmosfera jest zbyt rzadka, aby służyć jako ochrona. Zatem film „Marsjanin” jest fantazją, bardzo piękną, ale nierzeczywistą.
Jak wcześniej wyobrażaliśmy sobie bazę marsjańską? Przyjechaliśmy, rozstawiliśmy moduły laboratoryjne na powierzchni, mieszkamy i pracujemy w nich. A teraz tak: przylecieliśmy, okopaliśmy się, zbudowaliśmy schrony na głębokości co najmniej 2-3 metrów (to całkiem niezawodna ochrona przed promieniowaniem) i staramy się wychodzić na powierzchnię rzadziej i na krócej. Zmartwychwstania są sporadyczne. W zasadzie siedzimy pod ziemią i kontrolujemy pracę łazików marsjańskich. Można więc nimi sterować z Ziemi, jeszcze wydajniej, taniej i bez ryzyka dla zdrowia. Tak się robi od kilkudziesięciu lat.
O tym, czego roboty dowiedziały się o Marsie - .
Ilustracje przygotowane przez V. G. Surdina i N. L. Vasilyevą na podstawie zdjęć NASA i obrazów ze stron publicznych
Podzielone na 2 grupy ze względu na powierzchnię planet: gazowe olbrzymy i planety ziemskie. Planety ziemskie charakteryzują się gęstą powierzchnią i z reguły składają się ze związków krzemianowych. W Układzie Słonecznym są tylko cztery takie planety: Mars, Ziemia, Wenus i Merkury.
Planety ziemskie w Układzie Słonecznym:
Rtęć
Merkury to najmniejsza z czterech planet podobnych do Ziemi w Układzie Słonecznym, o promieniu równikowym 2439,7 ± 1,0 km. Planeta jest większa niż księżyce takie jak Tytan. Jednak Merkury ma drugą co do wielkości gęstość (5427 gramów na centymetr sześcienny) wśród planet Układu Słonecznego, nieco gorszą od Ziemi pod tym wskaźnikiem. Wysoka gęstość dostarcza wskazówek na temat wewnętrznej struktury planety, która według naukowców jest bogata w żelazo. Uważa się, że rdzeń Merkurego ma najwyższą zawartość żelaza ze wszystkich planet w naszym systemie. Astronomowie uważają, że stopione jądro stanowi 55% całkowitej objętości planety. Zewnętrzną warstwę rdzenia bogatego w żelazo stanowi płaszcz, który składa się głównie z krzemianów. Skalista skorupa planety osiąga grubość 35 km. Merkury znajduje się w odległości 0,39 jednostki astronomicznej od Słońca, co czyni go planetą najbliższą naszemu luminarzowi. Ze względu na bliskość Słońca temperatura powierzchni planety wzrasta do ponad 400°C.
Wenus
Wenus jest najbliższym sąsiadem Ziemi i jedną z czterech planet typu ziemskiego w Układzie Słonecznym. Jest to druga co do wielkości planeta w tej kategorii, o średnicy 12 092 km; drugi po Ziemi. Jednak gęsta atmosfera Wenus jest uważana za najgęstszą w Układzie Słonecznym, a ciśnienie atmosferyczne jest 92 razy wyższe niż ciśnienie atmosferyczne na naszej planecie. Gęsta atmosfera składa się z dwutlenku węgla, który wywołuje efekt cieplarniany i powoduje, że temperatura na powierzchni Wenus wzrasta do 462°C. Na planecie dominują równiny wulkaniczne, zajmujące około 80% jej powierzchni. Na Wenus znajdują się również liczne kratery uderzeniowe, z których niektóre osiągają średnicę około 280 km.
Ziemia
Spośród czterech planet typu ziemskiego Ziemia jest największą, a jej średnica równikowa wynosi 12 756,1 km. Jest to także jedyna planeta w tej grupie, o której wiadomo, że posiada hydrosferę. Ziemia jest trzecią planetą najbliższą Słońcu, położoną w odległości około 150 milionów km (1 jednostka astronomiczna) od niej. Planeta ma również największą gęstość (5,514 gramów na centymetr sześcienny) w Układzie Słonecznym. Krzemian i tlenek glinu to dwa związki występujące w najwyższych stężeniach w skorupa Ziemska i stanowią 75,4% skorupy kontynentalnej i 65,1% skorupy oceanicznej.
Mars
Mars to kolejna planeta ziemska w Układzie Słonecznym, położona najdalej od Słońca w odległości 1,5 jednostki astronomicznej. Planeta ma promień równikowy 3396,2 ± 0,1 km, co czyni ją drugą najmniejsza planeta w naszym systemie. Powierzchnia Marsa składa się głównie ze skał bazaltowych. Skorupa planety jest dość gruba i ma głębokość od 125 km do 40 km.
Planety karłowate
Istnieją inne mniejsze planety karłowate, które mają pewne cechy porównywalne z planetami ziemskimi, takie jak gęsta powierzchnia. Jednak powierzchnię planet karłowatych tworzy tafla lodu i dlatego nie należą one do tej grupy. Przykładami planet karłowatych w Układzie Słonecznym są Pluton i Ceres.
Wykład: Układ Słoneczny: planety ziemskie i planety-olbrzymy, małe ciała Układu Słonecznego
Układ Słoneczny składa się z różnego rodzaju ciał. Najważniejszym z nich jest oczywiście słońce. Ale jeśli nie weźmiesz tego pod uwagę, planety są uważane za główne elementy Układu Słonecznego. Są drugim po słońcu najważniejszym pierwiastkiem. Sam Układ Słoneczny nosi tę nazwę, ponieważ słońce odgrywa tutaj kluczową rolę, ponieważ wszystkie planety krążą wokół Słońca.
Planety ziemskie
Obecnie w Układzie Słonecznym istnieją dwie grupy planet. Pierwsza grupa to planety ziemskie. Należą do nich Merkury, Wenus, Ziemia, a także Mars. W ta lista wszystkie są wymienione na podstawie odległości od Słońca do każdej z tych planet. Swoją nazwę otrzymali, ponieważ ich właściwości przypominają nieco cechy planety Ziemia. Wszystkie planety ziemskie mają stałą powierzchnię. Osobliwością każdej z tych planet jest to, że wszystkie krążą wokół innego miejsca własną oś. Na przykład dla Ziemi jeden pełny obrót następuje w ciągu jednego dnia, czyli 24 godzin, podczas gdy dla Wenus pełny obrót następuje w ciągu 243 ziemskich dni.
Każda z planet ziemskich ma swoją własną atmosferę. Różni się gęstością i składem, ale na pewno istnieje. Na przykład na Wenus jest dość gęsty, podczas gdy na Merkurym jest prawie niewidoczny. Właściwie na ten moment Istnieje opinia, że Merkury w ogóle nie ma atmosfery, ale w rzeczywistości tak nie jest. Wszystkie atmosfery planet ziemskich składają się z substancji, których cząsteczki są stosunkowo ciężkie. Na przykład atmosfera Ziemi, Wenus i Marsa składa się z dwutlenku węgla i pary wodnej. Z kolei atmosfera Merkurego składa się głównie z helu.
Oprócz atmosfery wszystkie planety ziemskie mają w przybliżeniu taki sam skład chemiczny. W szczególności składają się głównie ze związków krzemu, a także żelaza. Jednak planety te zawierają również inne pierwiastki, ale ich liczba nie jest tak duża.
Cechą planet ziemskich jest to, że w ich centrum znajduje się rdzeń o różnej masie. Jednocześnie wszystkie jądra są w stanie ciekłym - jedynym wyjątkiem jest Wenus.
Każda z planet ziemskich ma swoje własne pola magnetyczne. Jednocześnie na Wenus ich wpływ jest prawie niezauważalny, podczas gdy na Ziemi, Merkurym i Marsie są dość zauważalne. Jeśli chodzi o Ziemię, jej pola magnetyczne nie stoją w jednym miejscu, ale się poruszają. I chociaż ich prędkość jest niezwykle mała w porównaniu z koncepcjami ludzkimi, naukowcy sugerują, że ruch pól może w konsekwencji doprowadzić do zmiany pasów magnetycznych.
Inną cechą planet ziemskich jest to, że praktycznie nie mają one naturalnych satelitów. W szczególności do tej pory odkryto je tylko w pobliżu Ziemi i Marsa.
Gigantyczne planety
Druga grupa planet nazywana jest „planetami-gigantami”. Należą do nich Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Ich masa znacznie przewyższa masę planet ziemskich.
Najlżejszym dziś olbrzymem jest Uran, jednak jego masa przekracza masę Ziemi
około 14 i pół razy. A najcięższą planetą w Układzie Słonecznym (z wyjątkiem Słońca) jest Jowisz.
Żadna z gigantycznych planet w rzeczywistości nie ma własnej powierzchni, ponieważ wszystkie są w stanie gazowym. Gazy tworzące te planety, gdy zbliżają się do centrum lub, jak to się nazywa, równika, zmieniają się w stan ciekły. Pod tym względem można zauważyć różnicę w charakterystyce obrotu planet-olbrzymów wokół własnej osi. Należy zauważyć, że czas trwania pełnego obrotu wynosi maksymalnie 18 godzin. Tymczasem każda warstwa planety obraca się wokół własnej osi z różnymi prędkościami. Ta cecha wynika z faktu, że planety-olbrzymy nie są ciałami stałymi. Pod tym względem poszczególne ich części wydają się być ze sobą niepowiązane.
W centrum wszystkich gigantycznych planet znajduje się mały, stały rdzeń. Najprawdopodobniej jedną z głównych substancji tych planet jest wodór, który ma właściwości metaliczne. Dzięki temu udowodniono, że planety-olbrzymy mają własne pole magnetyczne. Jednak w nauce w tej chwili jest bardzo niewiele przekonujący dowód i istnieje wiele sprzeczności, które mogą charakteryzować planety-olbrzymy.
Ich charakterystyczną cechą jest to, że takie planety mają wiele naturalnych satelitów, a także pierścieni. W tym przypadku pierścienie to małe skupiska cząstek, które wirują bezpośrednio wokół planety i zbierają różnego rodzaju małe cząstki przelatujące obok.
W tej chwili nauce oficjalnie znanych jest tylko 9 dużych planet. Jednak planety ziemskie i planety-olbrzymy obejmują tylko osiem. Dziewiąta planeta, czyli Pluton, nie pasuje do żadnej z wymienionych grup, ponieważ znajduje się w bardzo dużej odległości od Słońca i praktycznie nie jest badana. Jedyne, co można powiedzieć o Plutonie, to to, że jego stan jest bliski stanu stałego. Obecnie spekuluje się, że Pluton w ogóle nie jest planetą. Założenie to istnieje od ponad 20 lat, ale decyzja o wykluczeniu Plutona z listy planet nie została jeszcze podjęta.
Małe ciała Układu Słonecznego
Oprócz planet w Układzie Słonecznym znajduje się wiele wszelkiego rodzaju ciał o stosunkowo małej masie, zwanych asteroidami, kometami, małymi planetami i tak dalej. W sumie dane ciała niebieskie należą do grupy małych ciał niebieskich. Różnią się od planet tym, że są solidne, stosunkowo małe i mogą poruszać się wokół Słońca nie tylko po linii prostej, ale także po odwrotny kierunek. Ich rozmiary są znacznie mniejsze w porównaniu do którejkolwiek z obecnie odkrytych planet. Tracąc kosmiczną grawitację, małe ciała niebieskie Układu Słonecznego wpadają do górnych warstw atmosfery ziemskiej, gdzie spalają się lub opadają w postaci meteorytów. Zmiana stanu ciał krążących wokół innych planet nie została jeszcze zbadana.
| | |
– mają małe rozmiary i masy, średnia gęstość tych planet jest kilkakrotnie większa niż gęstość wody; obracają się powoli wokół swoich osi; mają niewiele satelitów (Merkury i Wenus nie mają ich wcale, Mars ma dwa maleńkie, a Ziemia jednego).
Podobieństwo planet ziemskich nie wyklucza znacznych różnic. Na przykład Wenus, w przeciwieństwie do innych planet, obraca się w kierunku przeciwnym do swojego ruchu wokół Słońca i jest 243 razy wolniejsza od Ziemi (porównaj długość roku i dnia na Wenus). Okres obiegu Merkurego (czyli rok tej planety) jest tylko o 1/3 większy niż okres jego obrotu wokół własnej osi (w stosunku do gwiazd). Kąty nachylenia osi do płaszczyzn ich orbit dla Ziemi i Marsa są w przybliżeniu takie same, ale zupełnie inne dla Merkurego i Wenus. Czy wiesz, że jest to jeden z powodów decydujących o charakterze zmiany pór roku. W rezultacie na Marsie występują te same pory roku, co na Ziemi (chociaż każda pora roku jest prawie dwa razy dłuższa niż na Ziemi).
Możliwe, że ze względu na szereg cech fizycznych odległy Pluton, najmniejsza z 9 planet, również należy do planet ziemskich. Średnia średnica Plutona wynosi około 2260 km. Średnica Charona, księżyca Plutona, jest tylko o połowę mniejsza. Dlatego możliwe jest, że układ Pluton-Charon, podobnie jak układ Ziemia, jest „planetą podwójną”.
Atmosfera
Podobieństwa i różnice ujawniają się także podczas badania atmosfer planet ziemskich. W przeciwieństwie do Merkurego, który podobnie jak Księżyc jest praktycznie pozbawiony atmosfery, Wenus i Mars ją posiadają. Współczesne dane o atmosferach Wenus i Marsa uzyskano w wyniku lotów naszych statków kosmicznych („Venera”, „Mars”) i amerykańskich („Pioneer-Venera”, „Mariner”, „Viking”) statków kosmicznych. Porównując atmosferę Wenus i Marsa z atmosferą Ziemi, widzimy, że w przeciwieństwie do atmosfery ziemskiej zawierającej azot i tlen, atmosfera Wenus i Marsa składa się głównie z dwutlenku węgla. Ciśnienie na powierzchni Wenus jest ponad 90 razy większe, a na Marsie prawie 150 razy mniejsze niż na powierzchni Ziemi.
Temperatura na powierzchni Wenus jest bardzo wysoka (około 500°C) i pozostaje prawie taka sama. Z czym to się wiąże? Na pierwszy rzut oka wydaje się, że Wenus jest bliżej Słońca niż Ziemia. Ale, jak pokazują obserwacje, współczynnik odbicia Wenus jest większy niż współczynnik odbicia Ziemi i dlatego ogrzewa obie planety w przybliżeniu jednakowo. Wysoka temperatura powierzchni Wenus wynika z efektu cieplarnianego. Sprawa wygląda następująco: atmosfera Wenus przepuszcza promienie słoneczne, które ogrzewają powierzchnię. Ogrzana powierzchnia staje się źródłem promieniowania podczerwonego, które nie może opuścić planety, ponieważ jest zatrzymywane przez dwutlenek węgla i parę wodną zawarte w atmosferze Wenus, a także zachmurzenie planety. W rezultacie równowaga pomiędzy napływem energii a jej zużyciem do spokojnej przestrzeni ustala się w temperaturze wyższej niż ta, która panowałaby na planecie swobodnie przepuszczającej promieniowanie podczerwone.
Jesteśmy przyzwyczajeni do ziemskich chmur składających się z małych kropel wody lub kryształków lodu. Skład chmur Wenus jest inny: zawierają kropelki kwasu siarkowego i ewentualnie kwasu solnego. Warstwa chmur znacznie osłabia światło słoneczne, jednak jak wykazały pomiary wykonane na satelitach Venera 11 i Venera 12, oświetlenie na powierzchni Wenus jest w przybliżeniu takie samo jak na powierzchni Ziemi w pochmurny dzień. Badania przeprowadzone w 1982 roku przez sondy Venera 13 i Venera 14 wykazały, że niebo Wenus i jej krajobraz uległy kolor pomarańczowy. Wyjaśnia to specyfika rozpraszania światła w atmosferze tej planety.
Gaz w atmosferach planet ziemskich znajduje się w ciągłym ruchu. Często podczas kilkumiesięcznych burz piaskowych do atmosfery Marsa unoszą się ogromne ilości pyłu. Wiatry huraganowe notowano w atmosferze Wenus na wysokościach, na których znajduje się warstwa chmur (od 50 do 70 km nad powierzchnią planety), jednak w pobliżu powierzchni tej planety prędkość wiatru sięga zaledwie kilku metrów na sekundę.
Zatem, pomimo pewnych podobieństw, atmosfery planet najbliższych Ziemi znacznie różnią się od atmosfery ziemskiej. To przykład odkrycia, którego nie można było przewidzieć. Zdrowy rozsądek podpowiadał, że planety o podobnych cechach fizycznych (na przykład Ziemia i Wenus są czasami nazywane „planetami bliźniaczymi”) i mniej więcej jednakowo oddalone od Słońca, powinny mieć bardzo podobne atmosfery. W rzeczywistości przyczyna obserwowanej różnicy jest związana ze specyfiką ewolucji atmosfer każdej z planet ziemskich.
Badanie atmosfer grupy ziemskiej nie tylko pozwala lepiej zrozumieć właściwości i historię powstania atmosfery ziemskiej, ale jest również ważne dla rozwiązania problem środowiskowy. Na przykład mgły - smogi, powstałe w atmosferze ziemskiej w wyniku zanieczyszczenia powietrza, mają bardzo podobny skład do chmur Wenus. Chmury te, podobnie jak burze piaskowe na Marsie, przypominają nam, że konieczne jest ograniczenie emisji pyłów i różnego rodzaju odpadów przemysłowych do atmosfery naszej planety, jeśli chcemy zachować na Ziemi warunki odpowiednie do istnienia i rozwoju życia przez długi czas. Burze piaskowe, podczas których chmury pyłu utrzymują się w atmosferze Marsa przez kilka miesięcy i rozprzestrzeniają się na rozległych obszarach, każą zastanowić się nad niektórymi możliwymi konsekwencjami środowiskowymi wojny nuklearnej.
Powierzchnie
Planety ziemskie, takie jak Ziemia i Księżyc, mają skaliste powierzchnie. Naziemne obserwacje optyczne dostarczają niewiele informacji na ich temat, ponieważ Merkurego trudno jest dostrzec przez teleskop nawet podczas wydłużania, a powierzchnię Wenus przesłonią nam chmury. Na Marsie nawet podczas wielkich opozycji (kiedy odległość między Ziemią a Marsem jest minimalna – ok. 55 mln km), występujących raz na 15 – 17 lat, można za pomocą dużych teleskopów obejrzeć szczegóły mierzące ok. 300 km. A jednak w ostatnich dziesięcioleciach udało się wiele dowiedzieć o powierzchni Merkurego i Marsa, a także uzyskać wgląd w tajemniczą do niedawna powierzchnię Wenus. Stało się to możliwe dzięki udanym lotom automatycznych stacji międzyplanetarnych takich jak „Wenus”, „Mars”, „Viking”, „Mariner”, „Magellan”, które przelatywały w pobliżu planet lub lądowały na powierzchni Wenus i Marsa oraz dzięki naziemnym obserwacjom radarowym.
Powierzchnia Merkurego, pełna kraterów, jest bardzo podobna do Księżyca. Jest tam mniej „morz” niż na Księżycu i są one małe. Średnica Merkurego Morza Ciepła wynosi 1300 km, podobnie jak Morze Deszczu na Księżycu. Strome półki rozciągają się na dziesiątki i setki kilometrów, prawdopodobnie powstałe w wyniku dawnej aktywności tektonicznej Merkurego, kiedy warstwy powierzchniowe planety przesunęły się i przesunęły do przodu. Podobnie jak na Księżycu, większość kraterów powstała w wyniku uderzeń meteorytów. Tam, gdzie jest niewiele kraterów, widzimy stosunkowo młode obszary powierzchni. Stare, zniszczone kratery wyraźnie różnią się od młodszych, dobrze zachowanych kraterów.
Skalista pustynia i wiele pojedynczych kamieni widoczne są już na pierwszych panoramach foto-telewizyjnych transmitowanych z powierzchni Wenus przez stacje automatyczne serii „Wenus”. Radarowe obserwacje naziemne odkryły na tej planecie wiele płytkich kraterów o średnicach od 30 do 700 km. Ogólnie rzecz biorąc, planeta ta okazała się najgładszą ze wszystkich planet ziemskich, chociaż ma również duże pasma górskie i długie wzgórza, dwukrotnie większe od ziemskiego Tybetu. Wygasły wulkan Maxwell jest ogromny, jego wysokość wynosi 12 km (półtora razy większa niż Chomolungma), średnica podstawy wynosi 1000 km, średnica krateru na szczycie wynosi 100 km. Stożki wulkaniczne Gaussa i Hertza są bardzo duże, ale mniejsze niż Maxwell. Podobnie jak wąwozy szczelin rozciągające się wzdłuż dna ziemskich oceanów, na Wenus odkryto również strefy szczelin, co wskazuje, że na tej planecie kiedyś występowały (i być może nadal występują!) aktywne procesy(np. aktywność wulkaniczna).
W latach 1983 – 1984 Ze stacji „Venera - 15” i „Venera - 16” wykonano badania radarowe, które pozwoliły na stworzenie mapy i atlasu powierzchni planety (wielkość szczegółów powierzchni wynosi 1 – 2 km). Nowy krok w badaniach powierzchni Wenus wiąże się z wykorzystaniem bardziej zaawansowanego systemu radarowego zainstalowanego na pokładzie amerykańskiego satelity Magellan. Statek kosmiczny dotarł w pobliże Wenus w sierpniu 1990 roku i wszedł na wydłużoną orbitę eliptyczną. Regularne badania prowadzone są od września 1990 r. Na Ziemię przesyłane są wyraźne obrazy, niektóre z nich wyraźnie pokazują szczegóły o wielkości do 120 m. Do maja 1993 r. zbadano prawie 98% powierzchni planety. Zakończenie eksperymentu, które obejmuje nie tylko fotografowanie Wenus, ale także przeprowadzenie innych badań (pole grawitacyjne, atmosfera itp.), planowane jest na rok 1995.
Powierzchnia Marsa jest również pełna kraterów. Jest ich szczególnie dużo na południowej półkuli planety. Ciemne obszary zajmujące znaczną część powierzchni planety nazywane są morzami (Hellas, Argir itp.). Średnice niektórych mórz przekraczają 2000 km. Wzgórza przypominające kontynenty Ziemi, które są jasnymi polami o pomarańczowo-czerwonym kolorze, nazywane są kontynentami (Tharsis, Elysium). Podobnie jak Wenus, istnieją ogromne stożki wulkaniczne. Wysokość największego z nich (Olymp) przekracza 25 km, średnica krateru wynosi 90 km. Średnica podstawy tej gigantycznej góry w kształcie stożka wynosi ponad 500 km.
O tym, że miliony lat temu na Marsie miały miejsce potężne erupcje wulkanów i przesuwały się warstwy powierzchniowe, świadczą pozostałości po wypływach lawy, ogromne uskoki powierzchniowe (jeden z nich, Mariner, rozciąga się na długości 4000 km), liczne wąwozy i kaniony. Możliwe, że to właśnie niektóre z tych formacji (na przykład łańcuchy kraterów lub rozległe wąwozy) badacze Marsa 100 lat temu pomylili z „kanałami”, których istnienie później przez długi czas próbowali wyjaśnić działalnością inteligentni mieszkańcy Marsa.
Czerwony kolor Marsa również przestał być tajemnicą. Wyjaśnia to fakt, że gleba tej planety zawiera dużo glin bogatych w żelazo.
Panoramy powierzchni „Czerwonej Planety” były wielokrotnie fotografowane i transmitowane z bliskiej odległości.
Wiadomo, że prawie 2/3 powierzchni Ziemi zajmują oceany. Na powierzchni Wenus i Merkurego nie ma wody. Na powierzchni Marsa nie ma również otwartych zbiorników wodnych. Jednak, jak sugerują naukowcy, woda na Marsie powinna występować co najmniej w postaci warstwy lodu tworzącej czapy polarne lub jako rozległa warstwa wiecznej zmarzliny. Być może będziesz świadkiem odkrycia rezerw lodu na Marsie, a nawet wody pod lodem. O tym, że na powierzchni Marsa znajdowała się kiedyś woda, świadczą odkryte tam wysuszone, kręte zagłębienia przypominające kanały.
