Планеты Солнечной системы

Планеты Солнечной системы

1. Марс

Марс является второй (после Венеры) наиболее близкой к Земле планетой. При наблюдениях с Земли Марс представляется яркой красной звездой. За этот красный цвет древние римляне и присвоили планете имя бога войны Марса.

Вокруг Солнца Марс движется по эллиптической орбите. Его расстояние от Солнца меняется в широких пределах, от 206,5 до 249 миллионов километров. Расстояние же Марса от Земли колеблется в еще больших пределах - от 55 до 401 миллиона километров.

Полный оборот вокруг Солнца Марс совершает за 687 земных суток. В среднем каждые 2 года 50 дней Марс оказывается на одной линии с Землей и Солнцем, причем с Земли Марс и Солнце видны в противоположных направлениях. Это положение называется противостоянием Марса.

Во время противостояния Марс наиболее близок к Земле, но благодаря эллиптичности его орбиты расстояние от Земли во время противостояний колеблется от 55 до 102 миллионов километров. Когда противостояние марса совпадает с перигелием, Марс оказывается на предельно близком расстоянии от Земли, 55 миллионов километров. Эти противостояния называются великими и повторяются через каждые 15 - 17 лет. Последнее великое противостояние Марса наблюдалось в 2003 году. Во время великих противостояний условия для наблюдения наиболее благоприятны. И дело тут не только в большой близости Марса к Земле, а в том, что он находится в этом положении довольно долгое время; это дает возможность более тщательно наблюдать изменения на его поверхности и в атмосфере.

Диаметр Марса равен 6782 км, т. е. почти вдвое меньше, чем Земли. Масса Марса меньше земной примерно в 10 раз, а средняя плотность равна 3, 95 г/см кубических, или о,71 земной. Площадь поверхности Марса составляет всего 0,29 площади поверхности земного шара, а объем Марса равен лишь 0,15 объема Земли.

Плоскость экватора Марса наклонена к его орбите под углом 25* , т. е. почти так же, как Земли. Это обусловливает смену времен года. Продолжительность года Марса почти вдвое больше земного, поэтому каждое время года на нем почти вдвое дольше, чем на Земле.

Период обращения Марса вокруг своей оси определен достаточно точно, так как поверхность Марса хорошо просматривается в телескоп. Этот период почти равен земному и составляет 24 часа 37 минут 24 секунды. Это значит, что на Марсе, как и на Земле, происходит смена дня и ночи. Таким образом, ряд характеристик Марса обнаруживает большое сходство с земными. Однако физические условия на Марсе существенно отличаются от земных. В первую очередь это выражается в том, что Марс получает от Солнца в два раза меньше тепла, чем Земля. Известно, что интенсивность солнечных лучей убывает пропорционально квадрату расстояния от Солнца на значительно большем расстоянии, чем Земля, и в результате интенсивность поступающего на него солнечного излучения в 2,32 раза слабее. Это означает, что на Марсе, в общем, должно быть значительно холоднее, чем на Земле. На поверхности марса различаются по окраске три вида областей: материки или континенты, моря и полярные пятна.

Материки на Марсе - это обширные светлые области, оранжево-желтого цвета, занимающие большую часть поверхности планеты. Моря - это темные, зеленоватые или голубоватые пятна. Окраска этих пятен немного меняется в зависимости от времен года - весной и в первую половину лета она несколько темнее. Кроме этих областей, на поверхности Марса довольно отчетливо просматриваются в телескоп тонкие длинные полосы, которые пересекают материки и соединяют между собой моря. Итальянский астроном Скиапарелли, впервые обнаруживший эти полосы в 1877 году, назвал их каналами. До сих пор природа этих полос окончательно не выяснена. В конце 19 века американский астроном Ловелл высказывал предположение, что это действительно искусственные каналы, построенные разумными существами, по-видимому, для ирригации. Однако дальнейшие исследования при помощи более мощных телескопов показали, что там, где по зарисовкам Скиапарелли и Ловелла проходили правильные геометрические полосы, в действительности обнаружились ряды неправильных пятен разных размеров. Это достаточно очевидно опровергло предположение о наличии искусственных каналов, но в свою очередь оставило нерешенным вопрос о природе рядов пятен.

О природе материков и морей на Марсе до сих пор еще идут споры. Можно считать более или менее твердо установленным, что области материков - это пустыни, покрытые каким-то веществом, окраска которого зависит от присутствия гидроокиси железа. Этот вывод сделан на основе наблюдений отражательной способности материков Марса, которая оказалась сходной с отражательной способности материков Марса и ряда красноцветных форм покровов в земных пустынях, проводившиеся советским ученым Шароновым, позволили достаточно уверенно судить о характере пород поверхности Марса.

Поверхность материков Марса, не имеющего больших возвышенностей, везде покрыта красным мучнистым порошком, состоящим либо из чистого лимонита, либо из сильно окрашенных им песков и глинистых порошков. Это предположение подтверждается тем, что при исследовании яркости диска Марса оказалось, что это яркость изменяется именно так, как это должно быть для гладкого матового шара.

Что касается природы морей Марса, то имеется много различных мнений, особенно в связи с тем, что в их окраске наблюдаются сезонные изменения. Одни предполагают, что моря - это мелкие водоемы или намокающие горные породы. Другие считают, что моря - это отложения пыли, наносимой и сдуваемой ветрами, или отложения вулканического пепла.

Очень интересное явление на поверхности Марса представляют хорошо видимые в телескоп белые околополярные покровы, получившие название полярных шапок. Эти шапки претерпевают определенные изменения в связи со сменой времен года на Марсе. К концу марсианской зимы белая окраска около полюсов Марса распространяется не только на околополярную область, но и на часть пояса умеренных широт, до 40-50'.

Весной начинается постепенное уменьшение размеров этого белого покрова, он медленно, но неуклонно сокращается и с наступлением лета все быстрее отступает к полюсу. По мере его отступания становится видимой скрывавшаяся под ним поверхность темного цвета. Южная и северная шапки сокращаются при этом по-разному: от южной часто не остается ничего, а северная обычно сокращается лишь до 1500 км в поперечнике. Осенью полярные шапки снова начинают расти, и так каждый марсианский год. Одним словом, эта картина очень похожа на эволюцию снега и льда в районах около полюсов на Земле. Поэтому наиболее распространено предположение, что полярные шапки Марса состоят из снега и льда. Против этой гипотезы выдвигалось то возражение, что спектроскопические исследования не обнаружили присутствия на Марсе воды. Однако последующие наблюдения приводят к заключению, что наличие воды на Марсе не исключено.

Барабашов Н. П. утверждает, что, по его колориметрическим исследованиям, полярные шапки Марса состоят из тонкого слоя снега, изморози или инея, покрытых сверху туманом или легкими облаками. Были получены новые записи спектра полярной шапки Марса в инфракрасных лучах, свидетельствующие о том, что полярные шапки состоят из замерзшей воды, т.е. снега, инея или ледяных облаков.

Но при рассмотрении гипотез строения полярных шапок Марса, естественно, возникает вопрос, достаточно ли на Марсе тепла летом, чтобы растопить околополярный снег? Это подводит нас к вопросу о тепловом режиме Марса и его атмосферы.

Как уже мы знаем, Марс получает от Солнца тепла меньше, чем Земля. Существуют определенные методы расчета вероятной температуры для отдельных участков поверхности планеты. Используя эти методы, советский астрофизик Сытинская Н. Н. получила для разных широт следующие средние годовые температуры поверхности Марса:

В связи с тем, что орбита Марса очень вытянута, расстояние его от Солнца меняется в больших пределах и температура в перигелии должна быть на 27' выше, чем в афелии.

Марс проходит через перигелий орбиты в период, когда в его северном полушарии зима, поэтому лето в его северном полушарии оказывается длинным и холодным, а в южном, наоборот, коротким и теплым. Это различие сказывается на процессе разрушения полярных шапок, вызывая упоминавшееся выше исчезновение полярной шапки у южного полюса и сохранение некоторо части ее у северного полюса.

1. 1 Аатмосфера Марса

Отметим прежде всего, что упоминавшиеся выше общие признаки вероятности существования атмосферы на планетах имеются налицо на Марсе. На нем наблюдаются явления рефракции и сумерек. При фотографировании Марса в инфракрасных лучах моря на нем хорошо видны, а при фотографировании в синих и фиолетовых лучах они не обнаруживаются совсем. Это свидетельствует о наличии воздушной дымки. Ведь на Земле, если фотографировать удаленные части ландшафта через красный светофильтр, они будут отчетливо видны, а при фотографировании через синий светофильтр они совершенно скрываются под влиянием голубого сияния воздушной дымки. Скорость ускользания газов для Марса равна 5,0 км/сек., т. е. вдвое меньше, чем для Земли. Однако Марс все же обладает способностью удерживать многие газы. Не могут удержаться на Марсе лишь наиболее легкие газы, такие, как водород и гелий, газы же с большим молекулярным весом могут удерживаться.

Влияние атмосферы Земли затрудняет расшифровку линий поглощения газов атмосферы любой планеты, в том числе и Марса. Тем не менее с достаточной уверенностью можно утверждать, что в атмосфере Марса присутствует углекислый газ. Расчеты показали, что если привести толщину однородного слоя углекислого газа в атмосфере Марса к температуре 0' Цельсия и давлению 760 мм рт. ст., то она она составит 440 см. А это значит, что а атмосфере Марса углекислого газ почти вдвое больше, чем в атмосфере Земли.

Особенно трудными, по указанным выше причинам, были поиски в атмосфере Марса кислорода и водяного пара. Очевидно, что если даже они и есть, их полосы поглощения в спектре Марса так слабы, что перекрывают более мощными полосами поглощения этих газов в атмосфере Земли, где эти газы содержатся в большом количестве. Однако по наблюдениям и расчетам было определено, что верхний предел возможного количества кислорода в атмосфере Марса составляет всего 0,15% того количества, которое содержится в атмосфере Земли, а количество водяного пара не превышает 1% количества, содержащегося в земной атмосфере.

Некоторым подтверждением наличия в атмосфере Марса какого-то количества водяного пара служат полярные шапки, состоящие из снега и льда. Но, судя по низкой температуре поверхности, наличие жидкой воды исключается. Вода на Марсе может существовать лишь в виде льда или в виде пара.

По расчетам американского ученого Сагана, основанным на расхождениях между теоретической и измеренной температурами Марса, содержание водяных паров в атмосфере Марса колеблется от 200 до 20 микрон осажденной воды на 1 см квадратный. Запущенный в США 1 марта 1963 г. на высоту 24 км стратостат со спектрографом «Стратоскоп - 2» значительно сузил границы этой оценки. В атмосфере Марса оказалось всего 40 микрон осажденной воды на 1 см квадратный. Последние наземные наблюдения паров воды на Марсе приводят также к этой величине.

Советскими учеными была выдвинута интересная гипотеза о наличии воды на Марсе в виде богатых льдом слоев вечной мерзлоты под поверхностью планеты. Из этих слоев вода может выходить по трещинам. Около трещин может появляться растительность. Если принять эту гипотезу, то можно допустить, что воды на Марсе не меньше, чем на Земле, но она преимущественно ископаемая.

Малая вероятность присутствия свободного кислорода в атмосфере Марса приводит к заключению, что в ней нет также и озона. Это означает, что Марс не имеет защитного экрана от влияния ультрафиолетового излучения Солнца, какой имеет Земля в виде слоя озона. Однако некоторое поглощение ультрафиолетовой части солнечного излучения другими газами атмосферы Марса все же, очевидно, имеет место.

Что касается каких-либо других газов, то об их присутствии в атмосфере Марса пока что можно судить лишь теоретически, так как спектроскопические наблюдения, производящиеся сквозь атмосферу Земли, их не обнаруживают. Это задача будет в значительной степени решена лишь при подробных спектроскопических исследованиях приборами, поднимаемыми за пределы земной атмосферы. Пока же остается строить лишь некоторые более или менее вероятные предположения об общем составе атмосферы Марса.

Исходя из того, что водород и гелий как легкие газы не могут удержаться в атмосфере Марса и что по аналогии с Землей можно ожидать присутствия в его атмосфере, кроме углекислоты, таких газов, как азот и аргон, выделяющихся из горных пород, и достаточно тяжелых. Французский астроном Ж. Вокулер дает следующий вероятный состав атмосферы Марса: азот 98,5%, кислород 0,1%, аргон 1,2 % и углекислый газ 0,25%. Из этих газов пока удалось спектроскопически обнаружить только углекислый газ (8%) и следы кислорода. Как видно, состав атмосферы Марса резко отличается от состава атмосферы Земли. А это может служить некоторым основанием и при рассмотрении вопроса о возможности земных форм жизни на Марсе.

В атмосфере Марса имеется большое количество каких-то взвешенных частиц. По данным Н. Н. Сытинской, количество этих частиц в единице массы газа в четыре-пять больше, чем в земной атмосфере. Природа частиц до сих пор окончательно не выяснена. Они могут быть поднятыми с поверхности пылинками, кристаллами замерзшей углекислоты, ледяными кристаллами, аналогичными мелким ледяным иглам, появляющимся при сильных морозах в атмосфере Земли.

Помимо этих частиц, создающих эффект сине-фиолетовой дымки, в атмосфере Марса наблюдаются и отдельные плотные помутнения, очень похожие на облака. Эти помутнения бывают различной окраски - белые, желтые и синие. Меньше всего белых облаков. Однако иногда они держатся довольно устойчиво и по их видимому перемещению можно судить о скорости переносящих их атмосферных течений. Вероятно, эти облака состоят из мелких капелек воды и крупных ледяных кристаллов.

Синие облака отчетливо видны лишь на фотоснимках, сделанных в синих, фиолетовых или ультрафиолетовых лучах. Они занимают на диске Марса большие площади.

Желтые облака по окраске близки к материкам Марса, на фоне которых они трудно различимы. Над темными же морями они хорошо выделяются в виде оранжевых пятен. По размерам они обычно очень велики, и наблюдались случаи, когда они закрывали очень большие пространства. Большинство ученых считает, что эти облака состоят из желтоватой пыли, поднятой ветрами с поверхности Марса. Остается, однако, невыясненным вопрос о причинах резкой изменчивости количества этих облаков.

По теоретическим расчетам величины атмосферного давления, масса газа, расположенного над единицей площади поверхности Марса, в 4,4 раза меньше, чем над Землей. В результате атмосферное давление на Марсе, если его замерить барометром-анероидом, составит всего 65 мм рт. ст., или 87 миллибар. При таком давлении вода должна закипать уже при 43*. При спектроскопическим наблюдениям советского астрофизика В. И. Морозова, атмосферное давление на Марсе еще более низкое: 20 миллибар.

Если сравнить это давление с давлением земной атмосферы, то окажется, что такое давление в земной атмосфере наблюдается на высоте около 35 км, т. е. в стратосфере. Вследствие малой величины ускорения силы тяжести на Марсе плотность газа в его атмосфере с поднятием вверх снижается медленнее, чем в атмосфере Земли. В результате в атмосфере Марса уже на высоте 25 км давление будет таким же, как на этой высоте в атмосфере Земли, а при дальнейшем подъеме оно окажется выше соответствующего земного. Это значит, что и плотность газа в атмосфере Марса убывает с высотой медленнее, чем в земной атмосфере. В связи с этим можно предполагать, что, например, метеоры сгорают в атмосфере Марса на высоте 200-250 км,

в земной атмосфере - на высоте 80-150 км.

1.2 Строение атмосферы Марса

Атмосфера Марса более прозрачна, чем атмосфера Венеры и даже Земли - она значительно менее протяженна. Если бы мы жили на Марсе, мы почти всегда видели бы ясное небо, жаркое Солнце. Лишь изредка облака, скорее всего пылевые, замутняют атмосферу на несколько дней, редко недель. А затем опять наступает период солнечной погоды, относительно теплой дни и очень холодной ночью, летом почти жаркой в тропическом поясе, холодной у полюсов.

Эту характеристику в связи с ограниченностью и недостаточнй определенностью сведений об атмосфере Марса пока что приходится считать лишь предположительной. Ясно, что она нуждается в дальнейшей проверке и уточнении. Окончательно вопрос будет решен, очевидно, лишь после того, как человек посетит поверхность Марса. До этого некоторое уточнение может быть получено за счет посылки с Земли автоматических межпланетных станций. Такие станции смогут сообщить на Землю телеметрическим путем целый ряд сведений.

Летом 1965 года некоторые данные о строении атмосферы Марса удалось получить американским ученым с помощью космической станции «Маринер-4». Измерения показали, что плотность атмосферы Марса не превышает 2% плотности земной атмосферы. Раньше считали, что она достигает 10%.

Изучение принятых со станции радиосигналов показало, что в атмосфере Марса нет кислорода, но присутствуют азот, углекислый газ, аргон и водяной пар. Обнаружилось, что ионосфера Марса ниже и плотнее, чем ожидалось. Наличия магнитного поля у Марса не было зарегистрировано.

У Марса имеются два спутника: Фобос и Деймос, что в переводе с греческого языка значит «Страх» и «Ужас». Эти спутники, однако, ничего страшного не представляют и отличаются очень небольшими размерами. Поперечник Фобоса всего 16 км, а Деймоса - 8 км. Период оборота Фобоса вокруг Марса равен 7 часам 39 минутам, Деймоса - 30 часам 18 минутам. Никакой атмосферы у них нет.

Советским ученым проф. И. С. Шкловским предположение о том, что спутники Марса являются искусственными, построенными марсианами много веков назад, когда на нем существовало какое-то высокоразвитое общество. На эту мысль навели Шкловского его расчеты, показавшие вероятность того, что Фобос представляет собой полое тело, а это естественным космическим телам не свойственно.

2. Планеты-гиганты

За планетами земной группы на большом удалении от Солнца находятся планеты-гиганты: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. У них есть много сходных черт, таких, как быстрое вращение вокруг осей, очень малая плотность и т. д. Размеры и массы их очень велики. Если сравнивать их с Землей, то окажется, что диаметр Юпитера в одиннадцать раз больше земного, Сатурна - в девять раз, Урана и Нептуна - примерно в четыре раза. Соотношение масс еще более примечательно: масса наименьшей по размерам планеты Уран в пять раз превосходит массу Земли, Венеры, Марса, Меркурия и Плутона, вместе взятых; масса самой большой планеты Юпитер превосходит массу всех планет солнечной системы в 2,5 раза. Объем Юпитера в 1312 раз больше объема Земли.

Сходство планет-гигантов не ограничивается лишь размерами, оно проявляется и в физическом строении и в химическом составе.

2.1 Юпитер

ЮПИТЕР, являющийся самой большой планетой группы гигантов, к тому же расположенный ближе других планет этой группы к Земле, изучен более подробно, чем остальные планеты. Он хорошо виден даже в не особенно мощный телескоп.

По своему блеску Юпитер уступает только Венере, хотя находится на гораздо большем расстоянии от Земли. Экваториальный диаметр Юпитера равен 142 720 км. Это означает, что, например, между Землей и Луной могло бы поместиться не более трех Юпитеров.

Юпитер находится от Солнца на расстоянии в среднем 5,2 астрономической единицы, т. е. 778 миллионов километров. Так как орбита его почти круговая, это расстояние меняется незначительно. Период обращения Юпитера вокруг Солнца составляет по земному счету времени, около 12 лет ( точнее 11,86 года). Среднее расстояние Юпитера от Земли около 630 миллионов километров.

Юпитер очень быстро вращается вокруг своей оси. По неоднократным определениям, период его вращения составляет около 9 часов 55 минут. При этом вращение экваториального пояса планеты происходит за 9 часов 50 минут, а вращение зоны более высоких широт - за 9 часов 55 минут. Это служит несомненным признаком того, что видимая поверхность Юпитера не является абсолютно твердым телом. Ось вращения Юпитера почти перпендикулярна к плоскости его орбиты, поэтому смены времен года на Юпитере не происходит. Быстрое вращение Юпитера вокруг оси ( точки на его экваторе движутся со скоростью 40 000 км/час ) привело к тому, что планета сильно сплюснута, это отчетливо видно при наблюдениях в телескоп. Сжатие Юпитера достигает величины 1/15, т. е. горизонтальный диаметр его примерно на 1/15, больше вертикального.

Приложение - Основные понятия

Лунное затмение - прохождение Луны через тень, отбрасываемую Землей. Лунные затмения могут быть полными, частичными и полутеневыми.

Квазар - ядро активной молодой Галактики. Очень отдаленный, необычайно яркий объект.

Квадратура - положение Луны, планеты или любого другого небесного тела под прямым углом к Солнцу при наблюдении с Земли.

Терминатор - граница между дневной и ночной сторонами Луны или планеты.

Нейтронная звезда - ядро взорвавшейся сверхновой звезды, состоящее из нейтронов.

Парсек - 1 парсек (пс) = 3,26 световых года = 206 265 а. е. = 31*10 в 15-ой степени м. Парсек определяется как расстояние до звезды, параллакс которой составляет 1 угловую секунду.

Элонгация - наибольший угол между линиями зрения, направленными на внутреннюю планету и Солнце.

Фотон - волновой пучок электромагнитного излучения.