Kādas īpašības ir raksturīgas zemes planētām. Zemes planētas. Saules sistēmas uzbūve

• Jau senos laikos senie grieķi naksnīgajās debesīs pamanīja neparastas zvaigznes, kas no savām māsām atšķīrās ar to, ka pārvietojās pa debess sfēru: vai nu paātrināja skrējienu, tad apstājās, vai arī sāka kustēties citā virzienā un tad atgriezās. atkal uz viņu lidojumu.

• Debesis seno cilvēku skatījumā

  Debesis seno cilvēku skatījumā
• Astronomi tos sauca par "klejotājiem", kas grieķu valodā nozīmē "planetos".
• Tagad mēs visi no skolas stundām zinām, ka planētas ir debess ķermeņi, kas riņķo apkārt
• Sākumā cilvēki zināja tikai piecas planētas, kurām viņi deva senā panteona galveno dievu vārdus: Merkurs, Venera, Marss, Jupiters un Saturns. Tagad ir zināms, ka Saules sistēmā tās ir astoņas un četras no tām ir sauszemes jeb "zemei ​​līdzīgas" planētas, kurām ir cieta virsma, pa kuru var staigāt. Tie ir Merkurs, Venera, Zeme un Marss.

• Zeme balstījās uz trim ziloņiem un milzu bruņurupuci

  Zeme balstījās uz trim ziloņiem un milzu bruņurupuci
• Jupiters, Saturns, Urāns un Neptūns ir milzu planētas. Ap visām planētām, izņemot Venēru un Merkuru, griežas vismaz viens satelīts. Papildus tiem Saules sistēmā pārvietojas milzīgs skaits citu debess ķermeņu: asteroīdi, pundurplanētas, meteorīti un komētas.

• Saules sistēmas planētas

  
  Saules sistēmas planētas
• Šajā rakstā mēs apskatīsim zemes planētas un pirmo no tām -
• Dzīvsudrabs.
• Romiešu mitoloģijā Merkurs ir ātrs dievu vēstnesis, tirdzniecības un ceļojumu patrons.
• 
  
• Šī ir mazākā un Saulei tuvākā planēta, kas ir trīs reizes tuvāk mūsu spīdeklim nekā Zeme un nedaudz lielāka par Mēnesi.
• Šī planēta ap Sauli aplido tikai 88 Zemes dienās, un ap savu asi apgriežas ļoti lēni: diena uz Merkura ir vienāda ar 58 Zemes dienām, t.i. ilgst gandrīz divus mēnešus. Divreiz noapaļojot Sauli, šī planēta spēj apgriezties ap savu asi tikai trīs reizes. Saulainajā pusē tā temperatūra pārsniedz 400 grādus, bet otrā, kur valda tumsa un bargs aukstums - 190 grādus zem nulles. Dzīvsudrabam gandrīz nav atmosfēras.
• Šo planētu no Zemes ir grūti novērot, jo. tas vienmēr atrodas Saules tuvumā, kuras spilgtā gaisma apgrūtina mazā Merkura saskatīšanu. Tiesa, dažreiz, saullēktā vai saulrietā, kamēr mūsu gaismeklis atrodas zem horizonta, to var redzēt ar binokli vai ar neapbruņotu aci.
• VENERA.
• Viņa ieguva savu vārdu par godu senās Romas mīlestības un skaistuma dievietei.

• Venera

  
  Venera
• Kopš seniem laikiem to sauc par skaisto Rīta un Vakara zvaigzni, jo. Šī planēta savu maksimālo spilgtumu sasniedz īsi pirms saullēkta vai kādu laiku pēc saulrieta. Šī ir otrā planēta no mūsu saules.
• Viņu sauc arī par "Zemes māsu", jo. tie ir līdzīgi pēc izmēra un smaguma. Un tomēr tie ir pilnīgi atšķirīgi.
• Gads uz Veneras ilgst 225 Zemes dienas, un diena ir garāka par gadu un ir vienāda ar 243 Zemes dienām. To ieskauj blīvākā atmosfēra starp Zemei līdzīgām planētām, kas galvenokārt sastāv no oglekļa dioksīda. Tas ir necaurlaidīgs teleskopiem un ļoti indīgs.
• Zem bieza sērskābes mākoņu slāņa, kurā nemitīgi plosās šausmīgas viesuļvētras, slēpjas īsta elle: spiediens simtkārt pārsniedz zemes spiedienu, un temperatūra uz virsmas ir aptuveni 500 grādu karstuma.
• ZEME.
• Šī ir trešā un lielākā no četrām Zemei līdzīgajām planētām un, protams, mums visnopietnākā.

• Zeme

  
  Zeme
• Zeme no visām planētām atšķiras ar to, ka tajā ir gaiss, ūdens un dzīvība: jūras un okeāni, meži un kalni, ziedi un koki, dzīvnieki un putni, un pats galvenais – mēs, cilvēki. Nav brīnums, ka viņa tika nosaukta senās dievietes Gaijas vārdā - visu dzīvo būtņu ciltstēva.
• Senatnē Zeme balstās uz trīs vaļu vai ziloņu mugurām, kas stāv uz milzu bruņurupuča. Šodien mēs visi zinām, ka mūsu planētai ir saplacinātas bumbas forma un tā ar savām kustībām nosaka mūsu dzīves ritmus. Apgriežoties ap savu asi 24 stundu laikā, tas dod mums dienas un nakts maiņu, bet 365 dienās ap Sauli noliekties riņķī – gadalaiku maiņu.
• Ceļojot pa mūsu planētu ap Sauli, ar katru apgriezienu mēs kļūstam par gadu vecāki. Kāds cits atrodas ceļojuma sākumā, un kāds to apbrauca desmitiem reižu.
• Franču astronoms K. Flammarions par to teica šādi: "Patiesībā mēs atrodamies debesīs. Zeme kā milzīgs kuģis mūs uzņēma uz klāja un steidzas ceļojumā ap diženu zvaigzni."
• Un visbeidzot
• MARSS,
• kas ir iekļauta arī sauszemes planētās. Šī ir ceturtā planēta no Saules un nosaukta seno romiešu kara dieva Marsa vārdā.

• Marss

  
  Marss
• Un abi viņa pavadoņi tika nosaukti Fobos un Deimos, kas grieķu valodā nozīmē "bailes" un "šausmas".
• No Zemes Marss izskatās pēc sarkanīgas zvaigznes, tāpēc to sauc par "sarkano planētu".
• Iemesls ir oranži sarkanā virsmas nokrāsa, klāta ar akmeņiem, smiltīm un putekļiem, kas bagāti ar dzelzs oksīdu (vienkārši rūsu). Atmosfēra šeit ir ļoti reta, un debesīm ir rozā nokrāsa. viss to pašu sarkano putekļu dēļ.
• Diena uz Marsa ilgst 24 stundas un 37 minūtes, un gadalaiku cikli atbilst tiem, kas uz Zemes, tikai tie ilgst divas reizes ilgāk. Marsa gads ir vienāds ar 689 Zemes dienām, un gravitācijas spēks ir divas reizes vājāks nekā Zemes. Saule no "sarkanās planētas" izskatās maza un blāva, tāpēc to ļoti slikti sasilda: temperatūra uz virsmas karstā dienā nepārsniedz nulles grādus, un naktī uz akmeņiem nosēžas sasalušais oglekļa dioksīds no stipra sala. Polārie vāciņi galvenokārt sastāv no tā, nevis no ūdens.
• Slavenie Marsa "kanāli", kas ir redzami caur teleskopu, patiesībā ir augsnes iznīcināšanas pēdas, nevis ūdens plūsmas. Uz Marsa atklāts Saules sistēmas augstākais kalns – izdzisušais Olimps 26 km augstais vulkāns, kas ir gandrīz trīs reizes augstāks par zemes Everestu. Un ir arī milzīga kanjonu sistēma līdz 11 km dziļumam, ko sauc par Mariner Valley, kas aizņem ceturtdaļu no planētas apkārtmēra garumā.
• Cerības atrast dzīvību uz Marsa vēl nav piepildījušās, bet kas zina? Šodien tur strādā divi roveri: "Spirit" un "Opportunity", un cilvēka lidojums uz "sarkano planētu" ir tepat aiz stūra.

• Zemes planētas: Merkurs, Venera, Zeme un Marss

  
  Zemes planētas: Merkurs, Venera, Zeme un Marss
• Kad es mācījos skolā, es bieži domāju: "Vai citām zvaigznēm ir planētas?"
• Tur ir! Tās sauc par eksoplanetām.
• Mūsdienās astronomi precīzi zina par 763 eksoplanetu esamību, kas atrodas 611 planētu sistēmās. Un vēl 2326 gaida zinātnisku apstiprinājumu, ka viņi patiešām pastāv.

• Piena Ceļa galaktika

  
  Piena Ceļa galaktika
• Kopumā tikai mūsu Piena Ceļa galaktikā var būt 100 miljardi eksoplanetu, no kurām no 5 līdz 20 miljardiem var būt līdzīgas mūsu Zemei!
• Pamatojoties uz L. Košmana un A. Kirakosjana materiāliem

Mūsu Saules sistēmā ir četras zemes planētas: Merkurs, Venera, Zeme un Marss.Tās savu nosaukumu ieguvušas no līdzības ar mūsu planētu Zeme. Mūsu Saules sistēmas Zemes grupas planētas ir pazīstamas arī kā iekšējās planētas, jo šīs planētas atrodas reģionā starp Sauli un . Visām Zemes grupas planētām ir mazi izmēri un masa, augsts blīvums, un tās galvenokārt sastāv no silikātiem un metāliskā dzelzs. Aiz galvenās asteroīdu jostas (ārējā reģionā) atrodas pēc izmēra un masas desmit reizes lielākas nekā Zemes grupas planētas. Saskaņā ar vairākām kosmogoniskām teorijām ievērojamā ārpussolāro planētu sistēmu daļā eksoplanetas ir sadalītas arī cietajās planētās iekšējos reģionos un gāzes planētās ārējos.

Zemes planētām ir maz dabisko pavadoņu. Četrām zemes planētām ir tikai trīs satelīti. No zemes planētām divām planētām, kas atrodas vistālāk no Saules, ir satelīti, viena liela pie Zemes un divas mazas pie Marsa.

Lai gan Mēness tiek uzskatīts par satelītu, tehniski to varētu uzskatīt par planētu, ja tam būtu orbīta ap Sauli. Mēness ir pilntiesīgs Zemes-Mēness gravitācijas sistēmas dalībnieks.

Marsam ir divi mazi pavadoņi: Foboss un Deimos. Abiem satelītiem ir trīsasu elipsoīda forma. To mazā izmēra dēļ ar gravitāciju nepietiek, lai tos saspiestu apaļā formā.

Vismasīvākā no sauszemes planētām Zeme ir 330 000 reižu vieglāka par Sauli.

Zemes planētu uzbūve un līdzība

• Sauszemes grupa ir daudz mazāka nekā gāzes milži.
• Zemes planētām (atšķirībā no visām milzu planētām) nav gredzenu.
• Centrā ir kodols, kas izgatavots no dzelzs ar niķeļa piejaukumu.
• Virs serdes ir slānis, ko sauc par apvalku. Mantija sastāv no silikātiem.
• Zemes planētas galvenokārt sastāv no skābekļa, silīcija, dzelzs, magnija, alumīnija un citiem smagiem elementiem.
• Garoza, kas izveidojusies mantijas daļējas kušanas rezultātā un arī sastāv no silikāta iežiem, bet bagātināta ar nesaderīgiem elementiem. No sauszemes planētām Merkūram nav garozas, kas izskaidrojams ar tā iznīcināšanu meteorītu bombardēšanas rezultātā.
• Planētām ir atmosfēra: diezgan blīva pie Venēras un gandrīz nemanāma pie Merkura.
• Uz zemes planētām ir arī mainīgas ainavas, piemēram, vulkāni, kanjoni, kalni un krāteri.
• Šīm planētām ir magnētiskie lauki: gandrīz nemanāmi uz Venēras un taustāmi uz Zemes.

Dažas atšķirības starp zemes planētām

• Zemes planētas ap savu asi griežas diezgan atšķirīgi: viens apgrieziens Zemei ilgst no 24 stundām un Venērai līdz 243 dienām.
• Venera, atšķirībā no citām planētām, griežas pretējā virzienā tās kustībai ap Sauli.
• Asu slīpuma leņķi pret to orbītu plaknēm Zemei un Marsam ir aptuveni vienādi, bet Merkūram un Venērai diezgan atšķirīgi.
• Planētu atmosfēra var būt no biezas oglekļa dioksīda atmosfēras uz Veneras līdz gandrīz bez oglekļa dioksīda uz Merkura.
• Gandrīz 2/3 no Zemes virsmas aizņem okeāni, bet uz Veneras un Merkura virsmas nav ūdens.
• Venerai nav izkausēta dzelzs kodola. Pārējās planētās daļa no dzelzs kodola atrodas šķidrā stāvoklī.

Tiek uzskatīts, ka Zemei līdzīgas planētas ir vislabvēlīgākās dzīvības rašanai, tāpēc to meklēšana piesaista lielu sabiedrības uzmanību. Superzemes ir sauszemes tipa eksoplanetu piemērs. 2012. gada jūnijā ir atrastas vairāk nekā 50 superzemes.

Plutons - tiem visiem ir mazas masas un izmēri, to vidējais blīvums ir vairākas reizes lielāks par ūdens blīvumu; viņi spēj lēnām griezties ap savām personīgajām asīm; viņiem ir neliels skaits pavadoņu (Marsam ir divi, Zemei ir tikai viens, un Venērai un Merkūram nav neviena).

Zemes grupas planētu līdzība neizslēdz dažas atšķirības. Piemēram, Venera griežas pretējā virzienā no kustības ap Sauli un divsimt četrdesmit trīs reizes lēnāk nekā Zeme. Dzīvsudraba rotācijas periods (tas ir, šīs planētas gads) ir tikai par trešdaļu vairāk nekā tā rotācijas periods ap savu asi.

Ass slīpuma leņķis pret Marsa un Zemes orbītu plaknēm ir aptuveni vienāds, bet Venērai un Merkūram diezgan atšķirīgs. Tāpat kā uz Zemes, ir gadalaiki, kas nozīmē, ka uz Marsa, lai gan gandrīz 2 reizes ilgāk nekā uz Zemes.

Iespējams, ka uz sauszemes planētām var attiecināt arī attālo Plutonu, mazāko no deviņām planētām. Parastais Plutona diametrs bija vairāk nekā divi tūkstoši kilometru. Tikai 2 reizes mazāks par Plutona pavadoņa - Charon diametru. Tāpēc nav fakts, ka Plutona-Šarona sistēma, tāpat kā Zemes sistēma, ir dubultplanēta.

Līdzības un atšķirības ir atrodamas arī sauszemes planētu atmosfērās. Venērai un Marsam ir atmosfēra, atšķirībā no Merkūrija, kurai, tomēr, tāpat kā Mēnesim, tās praktiski nav. Venerai ir diezgan blīva atmosfēra, kas galvenokārt sastāv no sēra savienojumiem un oglekļa dioksīda. Gluži pretēji, Marsa atmosfēra ir pārāk reta un ļoti nabadzīga ar slāpekli un skābekli. Spiediens uz Veneras virsmām ir gandrīz simts reižu lielāks, savukārt uz Marsa tas ir gandrīz simt piecdesmit reizes mazāks nekā uz Zemes virsmām.

Drudzis netālu no Veneras virsmām ir diezgan augsts (apmēram piecsimt grādu pēc Celsija) un visu laiku paliek gandrīz nemainīgs. Venēras virsmu augsto temperatūru nosaka siltumnīcas efekts. Blīvā atmosfēra atbrīvo Saules starus, bet aizkavē termisko infrasarkano starojumu, kas nāk no sakarsētām virsmām. Gāze sauszemes planētas atmosfērā atrodas pastāvīgā kustībā. Bieži vien putekļu vētras laikā, kas ilgst vairāk nekā vienu mēnesi, Marsa atmosfērā paceļas liels daudzums putekļu.

Pētot mūsu Saules sistēmu daudzus gadsimtus, astronomi ir arī daudz uzzinājuši par planētu veidiem, kas pastāv mūsu Visumā. Pateicoties eksoplanetu atklāšanai, šīs zināšanas ir ievērojami paplašinājušās: daudzas no šīm planētām ir līdzīgas tai, ko mēs saucam par mājām. Tiesa, “līdzīgs” nenozīmē precīzu identitāti: no daudzajām atklātajām planētām simtiem tiek uzskatītas par gāzes milžiem, bet simtiem ir “zemei ​​līdzīgas”. Tās sauc arī par sauszemes planētām, un šī definīcija daudz pasaka par planētu.

Kas ir zemes planēta? Pazīstamas arī kā cietās planētas, tās ir debess ķermeņi, kas sastāv galvenokārt no silikāta iežiem un metāliem, un tiem ir cieta virsma. Tas tos atšķir no gāzes milžiem, kas galvenokārt sastāv no tādām gāzēm kā ūdeņradis un hēlijs, ūdens un smagie elementi dažādos stāvokļos.

Sauszemes planētas pēc uzbūves un sastāva ir līdzīgas planētai Zeme.

Sastāvs un īpašības

Visām sauszemes planētām ir aptuveni vienāda struktūra: centrālais metāla kodols, kas sastāv galvenokārt no dzelzs, ko ieskauj silikāta apvalks. Šādām planētām ir līdzīgas virsmas īpašības, tostarp kanjoni, krāteri, kalni, vulkāni un citas struktūras, kas atkarīgas no ūdens klātbūtnes un tektoniskās aktivitātes.

Uz sauszemes planētām ir arī sekundāra atmosfēra, kas rodas vulkāniskās aktivitātes vai komētas trieciena laikā. Tas arī atšķir tos no gāzes milžiem, kuru planētu atmosfēra ir pirmatnēja un ir notverta tieši no sākotnējā Saules miglāja.

Sauszemes planētas ir pazīstamas arī ar to, ka tām ir maz pavadoņu vai to nav. Venerai un Merkūram nav pavadoņu, Zemei ir tikai viens. Marsam ir divi – Foboss un Deimoss –, taču tie vairāk izskatās pēc lieliem asteroīdiem, nevis īstiem pavadoņiem. Atšķirībā no gāzes milžiem, uz zemes planētām nav arī planētu gredzenu sistēmu.

Zemes planētas Saules sistēmā

Visas Saules iekšējā sistēmā sastopamās planētas – Merkurs, Venera, Zeme un Marss – ir spilgti sauszemes grupas pārstāvji. Tie visi lielākoties sastāv no silikāta iežiem un metāla, kas ir sadalīti starp blīvu metālisku serdi un silikāta apvalku. Mēness ir līdzīgs šīm planētām, taču tā dzelzs kodols ir daudz mazāks.

Io un Eiropa ir arī satelīti, kas pēc uzbūves ir līdzīgi sauszemes planētām. Io sastāva modelēšana parādīja, ka Mēness mantija gandrīz pilnībā sastāv no silikāta iežiem un dzelzs un ieskauj dzelzs un dzelzs sulfīda kodolu. Savukārt Eiropai ir dzelzs kodols, ko ieskauj ārējais ūdens slānis.

Tādas pundurplanētas kā Cerera un Plutons, kā arī citi lielie asteroīdi ir līdzīgas sauszemes planētām, jo ​​tām ir cieta virsma. Tomēr tie ir izgatavoti vairāk no ledainiem materiāliem, nevis no akmens.

Sauszemes eksoplanetas

Lielākā daļa ārpus Saules sistēmas atrasto planētu bija gāzes giganti, jo tās ir visvieglāk pamanāmas. Taču kopš 2005. gada ir atklāti simtiem potenciālu sauszemes eksoplanetu – lielā mērā pateicoties Keplera kosmosa misijai. Lielākā daļa planētu kļuva pazīstamas kā "superzemes" (tas ir, planētas, kuru masa ir starp Zemi un Neptūnu).

Sauszemes eksoplanetu piemēri, planēta ar masu 7-9 Zemes. Šī planēta riņķo ap sarkano punduri Gliese 876, kas atrodas 15 gaismas gadu attālumā no Zemes. Trīs (vai četru) sauszemes eksoplanetu esamība tika apstiprināta arī laikā no 2007. līdz 2010. gadam Gliese 581 sistēmā, kas ir vēl viens sarkanais punduris aptuveni 20 gaismas gadu attālumā no Zemes.

Mazākā no tām, Gliese 581 e, ir tikai 1,9 Zemes masas, taču tā riņķo pārāk tuvu zvaigznei. Pārējās divas, Gliese 581 c un Gliese 581 d, kā arī ierosinātā ceturtā planēta Gliese 581 g, ir masīvākas un riņķo zvaigznes "" ietvaros. Ja šī informācija tiks apstiprināta, sistēma kļūs interesanta potenciāli apdzīvojamu sauszemes planētu klātbūtnei.

Pirmā apstiprinātā sauszemes grupas Kepler-10b eksoplaneta - planēta ar masu 3-4 Zeme, kas atrodas 460 gaismas gadu attālumā no Zemes - tika atklāta 2011.gadā Keplera misijas laikā. Tajā pašā gadā Keplera kosmosa observatorija publicēja sarakstu ar 1235 eksoplanetu kandidātiem, tostarp sešām "superzemēm", kas atrodas viņu zvaigznes potenciāli apdzīvojamajā zonā.

Kopš tā laika Keplers ir atradis simtiem planētu, kuru izmērs ir no Mēness līdz lielajai Zemei, un vēl vairāk kandidātu, kas pārsniedz šos izmērus.

Zinātnieki ir ierosinājuši vairākas kategorijas, lai klasificētu zemes planētas. silikāta planētas- Šis ir Saules sistēmas standarta sauszemes planētu veids, kas sastāv galvenokārt no silikāta cietas apvalka un metāliska (dzelzs) kodola.

dzelzs planētas- ir teorētisks sauszemes planētu veids, kas sastāv gandrīz tikai no dzelzs, un tāpēc ir blīvāks un ar mazāku rādiusu nekā citas līdzīgas masas planētas. Tiek uzskatīts, ka šāda veida planētas veidojas augstas temperatūras apgabalos tuvu zvaigznei, kur protoplanetārais disks ir bagāts ar dzelzi. Dzīvsudrabs var būt šādas grupas piemērs: tas veidojies tuvu Saulei, un tam ir metālisks kodols, kas atbilst 60–70% no planētas masas.

Planētas bez kodola- vēl viens teorētisks sauszemes planētu veids: tās sastāv no silikāta iežiem, bet tām nav metāliska kodola. Citiem vārdiem sakot, planētas bez kodola ir pretstats dzelzs planētai. Tiek uzskatīts, ka planētas bez kodoliem veidojas tālāk no zvaigznes, kur gaistošais oksidants ir lielāks. Un, lai gan mums nav šādu planētu, ir daudz hondrītu - asteroīdu.

Visbeidzot, ir oglekļa planētas(tā sauktās "dimanta planētas"), teorētiska planētu klase, kas sastāv no metāliska kodola, ko ieskauj galvenokārt oglekļa minerāli. Atkal, Saules sistēmā šādu planētu nav, taču ir pārpilnība ar oglekli bagātu asteroīdu.

Vēl nesen viss, ko zinātnieki zināja par planētām, tostarp to veidošanos un dažādu tipu esamību, radās, pētot mūsu pašu Saules sistēmu. Taču līdz ar eksoplanetu izpētes attīstību, kas pēdējo desmit gadu laikā ir piedzīvojusi spēcīgu uzplaukumu, mūsu zināšanas par planētām ir ievērojami palielinājušās.

No vienas puses, mēs esam sapratuši, ka planētu izmēri un mērogs ir daudz lielāki, nekā tika uzskatīts iepriekš. Turklāt pirmo reizi mēs esam redzējuši daudzas Zemei līdzīgas planētas (kas var būt arī apdzīvojamas) citās Saules sistēmās.

Kas zina, ko mēs atradīsim, kad varēsim nosūtīt zondes un pilotētas misijas uz citām sauszemes planētām?

Saules sistēmas iekšējo reģionu apdzīvo visdažādākie ķermeņi: lielas planētas, to pavadoņi, kā arī mazi ķermeņi – asteroīdi un komētas. Kopš 2006. gada planētu grupā ir ieviesta jauna apakšgrupa - pundurplanētas, kurām ir planētu iekšējās īpašības (sferoidāla forma, ģeoloģiskā aktivitāte), bet savas mazās masas dēļ nespēj dominēt savu apkārtnē. orbītā. Tagad 8 masīvākās planētas – no Merkūrija līdz Neptūnam – tiek sauktas vienkārši par planētām (planētu), lai gan sarunās astronomi bieži vien tās skaidrības labad dēvē par “lielajām planētām”, lai tās atšķirtu no pundurplanētām. Terminu "mazā planēta", kas daudzus gadus tiek lietots asteroīdiem, tagad ieteicams nelietot, lai izvairītos no sajaukšanas ar pundurplanētām.

Lielo planētu reģionā mēs redzam skaidru sadalījumu divās grupās pa 4 planētām katrā: šī reģiona ārējo daļu aizņem milzu planētas, bet iekšējo daļu aizņem daudz mazāk masīvas zemes planētas. Arī milžu grupa parasti tiek dalīta uz pusēm: gāzes milži (Jupiters un Saturns) un ledus milži (Urāns un Neptūns). Zemes tipa planētu grupā plānota arī sadalīšana uz pusi: Venēra un Zeme daudzos fizikālos parametros ir ārkārtīgi līdzīgas viena otrai, un Merkurs un Marss pēc masas ir zemākas par tām un gandrīz nav. atmosfērā (pat Marsam tā ir simtiem reižu mazāka par Zemi, un Merkura praktiski nav).

Jāpiebilst, ka starp divsimt planētu pavadoņiem var izdalīt vismaz 16 ķermeņus, kuriem piemīt pilnvērtīgu planētu iekšējās īpašības. Tās bieži pārsniedz pundurplanētu izmērus un masu, bet tajā pašā laikā tās atrodas daudz masīvāku ķermeņu gravitācijas kontrolē. Mēs runājam par Mēnesi, Titānu, Jupitera Galilejas pavadoņiem un tamlīdzīgiem. Tāpēc likumsakarīgi būtu Saules sistēmas nomenklatūrā ieviest jaunu grupu šādiem "pakārtotiem" planetāra tipa objektiem, nosaucot tos par "satelītu planētām". Bet, kamēr šī ideja tiek apspriesta.

Atgriezīsimies pie zemes planētām. Salīdzinājumā ar milžiem tie ir pievilcīgi ar to, ka tiem ir cieta virsma, uz kuras var nolaisties kosmosa zondes. Kopš 20. gadsimta 70. gadiem PSRS un ASV automātiskās stacijas un pašgājēji transportlīdzekļi vairākkārt ir nolaidušies un veiksmīgi strādājuši uz Veneras un Marsa virsmas. Pagaidām nav notikušas nosēšanās uz Merkura, jo lidojumi Saules tuvumā un nosēšanās uz masīva ķermeņa bezatmosfēras ir saistīti ar lielām tehniskām problēmām.

Pētot sauszemes planētas, astronomi neaizmirst arī pašu Zemi. Kosmosa attēlu analīze ļāva daudz saprast zemes atmosfēras dinamikā, tās augšējo slāņu struktūrā (kur nepaceļas plaknes un pat baloni), tās magnetosfērā notiekošajos procesos. Salīdzinot Zemei līdzīgu planētu atmosfēru uzbūvi, daudz ko var saprast to vēsturē un precīzāk paredzēt nākotni. Un tā kā visi augstākie augi un dzīvnieki dzīvo uz mūsu (vai ne tikai mūsu?) planētas virsmas, tad atmosfēras apakšējo slāņu īpašības mums ir īpaši svarīgas. Šī lekcija ir par zemes planētām; galvenokārt to izskats un virsmas apstākļi.

Planētas spožums. Albedo

Skatoties uz planētu no tālienes, mēs varam viegli atšķirt ķermeņus ar un bez atmosfēras. Atmosfēras klātbūtne vai drīzāk mākoņu klātbūtne tajā padara planētas izskatu mainīgu un ievērojami palielina tās diska spilgtumu. Tas ir skaidri redzams, ja planētas ir sakārtotas rindā no pilnīgi bez mākoņiem (atmosfēras) līdz pilnībā pārklātām ar mākoņiem: Merkurs, Marss, Zeme, Venera. Akmeņaini ķermeņi bez atmosfēras ir līdzīgi viens otram līdz gandrīz pilnīgai neatšķiramībai: salīdziniet, piemēram, liela mēroga Mēness un Merkura attēlus. Pat pieredzējusi acs diez vai spēj atšķirt šo tumšo ķermeņu virsmas, kas blīvi klātas ar meteorīta krāteriem. Bet atmosfēra jebkurai planētai piešķir unikālu izskatu.

Atmosfēras esamību vai neesamību uz planētas kontrolē trīs faktori: temperatūra un gravitācijas potenciāls uz virsmas, kā arī globālais magnētiskais lauks. Šāds lauks ir tikai Zemei, un tas būtiski aizsargā mūsu atmosfēru no saules plazmas plūsmām. Mēness zaudēja atmosfēru (ja tāda vispār bija) zema kritiskā ātruma dēļ virsmas tuvumā, bet Merkurs – augstas temperatūras un spēcīga saules vēja dēļ. Marss ar gandrīz tādu pašu gravitāciju kā Merkurs spēja noturēt atmosfēras paliekas, jo attāluma no Saules dēļ tas ir auksts un nav tik intensīvi saules vēja pūsts.

Pēc saviem fiziskajiem parametriem Venera un Zeme ir gandrīz dvīņi. Viņiem ir ļoti līdzīgs izmērs, masa un līdz ar to arī vidējais blīvums. Arī to iekšējai struktūrai jābūt līdzīgai - garozai, mantijai, dzelzs kodolam -, lai gan par to vēl nav pārliecības, jo nav seismisko un citu ģeoloģisko datu par Veneras zarnām. Protams, mēs arī neiespiedāmies dziļi Zemes iekšienē: vairumā vietu 3-4 km, dažviet 7-9 km un tikai vienā 12 km. Tas ir mazāk nekā 0,2% no Zemes rādiusa. Bet seismiskie, gravimetriskie un citi mērījumi ļauj ļoti detalizēti spriest par zemes iekšpusi, savukārt par citām planētām šādu datu gandrīz nav. Detalizētas gravitācijas lauka kartes iegūtas tikai Mēnesim; siltuma plūsmas no zarnām ir izmērītas tikai uz Mēness; seismometri arī līdz šim ir strādājuši tikai uz Mēness un (ne īpaši jutīgi) uz Marsa.

Ģeologi joprojām spriež par planētu iekšējo dzīvi pēc to cietās virsmas iezīmēm. Piemēram, litosfēras plākšņu pazīmju neesamība Veneras tuvumā to būtiski atšķir no Zemes, kuras virsmas evolūcijā izšķiroša nozīme ir tektoniskajiem procesiem (kontinentālajam dreifam, izplatībai, subdukcijai u.c.). Tajā pašā laikā daži netieši pierādījumi norāda uz plākšņu tektonikas iespējamību uz Marsa pagātnē, kā arī ledus lauka tektonikas iespējamību uz Jupitera pavadoņa Eiropa. Tādējādi planētu ārējā līdzība (Venēra - Zeme) nekalpo kā garantija to iekšējās struktūras un to dzīlēs notiekošo procesu līdzībai. Un planētas, kas nav līdzīgas viena otrai, var demonstrēt līdzīgas ģeoloģiskās parādības.

Atgriezīsimies pie tā, kas ir pieejams astronomiem un citiem speciālistiem tiešai izpētei, proti, pie planētu virsmas vai to mākoņu slāņa. Principā atmosfēras necaurredzamība optiskajā diapazonā nav nepārvarams šķērslis planētas cietās virsmas izpētei. Radars no Zemes un no kosmosa zondēm ļāva izpētīt Veneras un Titāna virsmas caur to atmosfēru, kas nav caurspīdīga gaismai. Tomēr šiem darbiem ir epizodisks raksturs, un sistemātiski planētu pētījumi joprojām tiek veikti ar optiskiem instrumentiem. Vēl svarīgāk ir tas, ka Saules optiskais starojums ir galvenais enerģijas avots lielākajai daļai planētu. Tāpēc atmosfēras spēja atstarot, izkliedēt un absorbēt šo starojumu tieši ietekmē klimatu netālu no planētas virsmas.

Spilgtākais gaismeklis naksnīgajās debesīs, izņemot Mēnesi, ir Venera. Tas ir ļoti spilgts ne tikai relatīvā Saules tuvuma dēļ, bet arī koncentrētas sērskābes pilienu blīvā mākoņu slāņa dēļ, kas lieliski atstaro gaismu. Arī mūsu Zeme nav pārāk tumša, jo 30-40% no Zemes atmosfēras ir piepildīti ar ūdens mākoņiem, un tie arī labi izkliedē un atstaro gaismu. Šeit ir fotogrāfija (att. augšā), kur Zeme un Mēness tika vienlaikus ierāmēti. Šo attēlu uzņēma Galileo kosmosa zonde, kad tā lidoja garām Zemei ceļā uz Jupiteru. Skatiet, cik daudz Mēness ir tumšāks par Zemi un kopumā tumšāks par jebkuru planētu ar atmosfēru. Tas ir vispārējs modelis – ķermeņi, kas nav atmosfērā, ir ļoti tumši. Fakts ir tāds, ka kosmiskā starojuma ietekmē jebkura cieta viela pakāpeniski kļūst tumšāka.

Apgalvojums, ka Mēness virsma ir tumša, parasti ir mulsinošs: no pirmā acu uzmetiena Mēness disks izskatās ļoti spilgts; bez mākoņiem tas mūs pat padara aklus. Bet tas ir tikai pretstatā vēl tumšākām nakts debesīm. Lai raksturotu jebkura ķermeņa atstarošanas spēju, tiek izmantots lielums, ko sauc par albedo. Tā ir baltuma pakāpe, tas ir, gaismas atstarošanas koeficients. Albedo vienāds ar nulli - absolūts melnums, pilnīga gaismas absorbcija. Albedo, kas vienāds ar vienu, ir pilnīgs atspoguļojums. Fiziķiem un astronomiem ir vairākas atšķirīgas pieejas albedo noteikšanai. Ir skaidrs, ka apgaismotās virsmas spilgtums ir atkarīgs ne tikai no materiāla veida, bet arī no tā struktūras un orientācijas attiecībā pret gaismas avotu un novērotāju. Piemēram, pūkainam tikko uzkritušam sniegam ir viena atstarošanas vērtība, savukārt sniegam, uz kura uzkāpāt ar zābaku, būs pavisam cita vērtība. Un atkarību no orientācijas ir viegli demonstrēt ar spoguli, ielaižot saules starus.

Visu iespējamo albedo vērtību diapazonu aptver zināmi kosmosa objekti. Šeit atrodas Zeme, kas galvenokārt mākoņu dēļ atstaro aptuveni 30% saules staru. Un nepārtrauktā Venēras mākoņu sega atstaro 77% gaismas. Mūsu Mēness ir viens no tumšākajiem ķermeņiem, kas vidēji atstaro aptuveni 11% gaismas; un tā redzamā puslode plašo tumšo "jūru" klātbūtnes dēļ gaismu atstaro vēl sliktāk - mazāk nekā 7%. Bet ir arī tumšāki objekti; piemēram, asteroīdam 253 Matilda albedo ir 4%. No otras puses, ir pārsteidzoši viegli ķermeņi: Saturna pavadonis Encelads atstaro 81% redzamās gaismas, un tā ģeometriskais albedo ir vienkārši fantastisks - 138%, tas ir, tas ir spilgtāks nekā ideāli balts tāda paša šķērsgriezuma disks. Grūti pat saprast, kā viņš to dara. Tīrs sniegs uz Zemes atstaro gaismu vēl sliktāk; kāds sniegs guļ uz šīs mazās un jaukās Encelādes virsmas?

Termiskais līdzsvars

Jebkura ķermeņa temperatūru nosaka līdzsvars starp siltuma pieplūdumu tajā un tā zudumiem. Ir zināmi trīs siltuma apmaiņas mehānismi: starojums, siltuma vadīšana un konvekcija. Pēdējie divi no tiem prasa tiešu saskari ar vidi, tāpēc telpas vakuumā par svarīgāko un faktiski vienīgo kļūst pirmais mehānisms - starojums. Kosmosa tehnoloģiju dizaineriem tas rada ievērojamas problēmas. Viņiem ir jāņem vērā vairāki siltuma avoti: Saule, planēta (īpaši zemās orbītās) un paša kosmosa kuģa iekšējās vienības. Un ir tikai viens veids, kā atbrīvot siltumu - starojums no aparāta virsmas. Lai saglabātu siltuma plūsmu līdzsvaru, kosmosa tehnoloģiju dizaineri regulē kosmosa kuģa efektīvo albedo, izmantojot ekrāna-vakuuma izolāciju un radiatorus. Kad šāda sistēma neizdodas, apstākļi kosmosa kuģī var kļūt diezgan neērti, par to atgādina stāsts par Apollo 13 misiju uz Mēnesi.

Taču pirmo reizi ar šo problēmu 20. gadsimta pirmajā trešdaļā saskārās augstkalnu gaisa balonu radītāji – tā sauktie stratostati. Tajos gados viņi joprojām nezināja, kā izveidot sarežģītas termiskās kontroles sistēmas noslēgtai gondolai, tāpēc viņi aprobežojās ar vienkāršu tās ārējās virsmas albedo izvēli. Cik jutīga ķermeņa temperatūra ir pret albedo, teikts pirmo lidojumu vēsturē stratosfērā.

Jūsu stratosfēras balona gondola FNRS-1Šveicietis Ogists Pikārs krāsots baltā vienā pusē un melns no otras puses. Ideja bija tāda, ka temperatūru gondolā varētu kontrolēt, pagriežot sfēru tā vai citādi pret Sauli. Rotācijai ārpusē tika uzstādīts propelleris. Bet ierīce nedarbojās, saule spīdēja no "melnās" puses un iekšējā temperatūra pirmajā lidojumā paaugstinājās līdz 38 ° C. Nākamajā lidojumā visa kapsula tika vienkārši pārklāta ar sudrabu, lai atspoguļotu saules starus. Iekšpusē kļuva -16 ° C.

Amerikāņu stratosfēras dizaineri pētnieksņēma vērā Pikarda pieredzi un pieņēma kompromisu: kapsulas augšdaļu nokrāsoja baltu un apakšējo daļu melnu. Ideja bija tāda, ka sfēras augšējā puse atspoguļotu saules starojumu, bet apakšējā puse absorbētu siltumu no Zemes. Šis variants izrādījās ne slikts, bet arī ne ideāls: lidojumu laikā kapsulā bija 5 ° C.

Padomju stratonauti alumīnija kapsulas vienkārši izolēja ar filca slāni. Kā liecina prakse, šis lēmums bija visveiksmīgākais. Iekšējais siltums, ko galvenokārt radīja apkalpe, izrādījās pietiekams, lai uzturētu stabilu temperatūru.

Bet, ja planētai nav savu jaudīgo siltuma avotu, tad albedo vērtība ir ļoti svarīga tās klimatam. Piemēram, mūsu planēta absorbē 70% no uz tās krītošās saules gaismas, pārvēršot to savā infrasarkanajā starojumā, caur to atbalstot ūdens ciklu dabā, uzglabājot to fotosintēzes rezultātā biomasā, naftā, oglēs, gāzē. Mēness absorbē gandrīz visu saules gaismu, muļķīgi pārvēršot to augstas entropijas infrasarkanajā starojumā un tādējādi saglabājot diezgan augstu temperatūru. Bet Enceladus ar savu perfekti balto virsmu lepni atgrūž no sevis gandrīz visu saules gaismu, par ko tas maksā ar nežēlīgi zemu virsmas temperatūru: vidēji ap -200 °C, dažviet līdz pat -240 °C. Tomēr šis satelīts - "viss baltā" - maz cieš no ārējā aukstuma, jo tam ir alternatīvs enerģijas avots - tā kaimiņa Saturna () gravitācijas ietekme uz plūdmaiņām, kas uztur savu subglaciālo okeānu šķidrā stāvoklī. Bet sauszemes planētām ir ļoti vāji iekšējie siltuma avoti, tāpēc to cietās virsmas temperatūra lielā mērā ir atkarīga no atmosfēras īpašībām - no tās spējas, no vienas puses, atstarot daļu saules staru atpakaļ kosmosā, un no no otras puses, lai saglabātu starojuma enerģiju, kas caur atmosfēru ir izgājusi uz planētas virsmu.

Siltumnīcas efekts un planētas klimats

Atkarībā no tā, cik tālu planēta atrodas no Saules un kādu daļu saules gaismas tā absorbē, veidojas temperatūras apstākļi uz planētas virsmas, tās klimats. Kā izskatās jebkura pašgaismojoša ķermeņa, piemēram, zvaigznes, spektrs? Vairumā gadījumu zvaigznes spektrs ir “vienkubura”, gandrīz Planka līkne, kurā maksimuma pozīcija ir atkarīga no zvaigznes virsmas temperatūras. Atšķirībā no zvaigznes, planētas spektram ir divi “kuburi”: tā atstaro daļu zvaigžņu gaismas optiskajā diapazonā un absorbē un atkārtoti izstaro otru daļu infrasarkanajā diapazonā. Relatīvo laukumu zem šiem diviem pauguriem precīzi nosaka gaismas atstarošanas pakāpe, tas ir, albedo.

Apskatīsim divas mums tuvākās planētas – Merkūru un Venēru. No pirmā acu uzmetiena situācija ir paradoksāla. Venera atstaro gandrīz 80% saules gaismas un absorbē tikai aptuveni 20%. Un Merkurs gandrīz neko neatspoguļo, bet absorbē visu. Turklāt Venera atrodas tālāk no Saules nekā Merkurs; Uz vienu mākoņainās virsmas vienību nokrīt 3,4 reizes mazāk saules gaismas. Ņemot vērā albedo atšķirību, katrs Mercury cietās virsmas kvadrātmetrs saņem gandrīz 16 reizes vairāk saules siltuma nekā tā pati virsma uz Veneras. Un tomēr uz visas Veneras cietās virsmas ir ellišķīgi apstākļi - milzīga temperatūra (alvas un svina kūst!), Un Merkurs ir vēsāks! Uz poliem parasti ir Antarktīda, un pie ekvatora vidējā temperatūra ir 67 ° C. Protams, dienas laikā dzīvsudraba virsma uzsilst līdz 430 ° C, un naktī tā atdziest līdz -170 ° C. Bet jau 1,5-2 metru dziļumā ikdienas svārstības izlīdzinās, un var runāt par vidējo virsmas temperatūru 67 °C. Karsts, protams, bet dzīvot var. Un dzīvsudraba vidējos platuma grādos istabas temperatūra parasti ir.

Kas noticis? Kāpēc Merkurs, kas atrodas tuvu Saulei un labprāt uzņem tās starus, tiek uzkarsēts līdz istabas temperatūrai, bet Venēra, kas atrodas tālāk no Saules un aktīvi atstaro tās starus, tiek uzkarsēta kā krāsns? Kā fizika to izskaidros?

Zemes atmosfēra ir gandrīz caurspīdīga: tā izlaiž cauri 80% no ienākošās saules gaismas. Konvekcijas rezultātā gaiss nevar izkļūt kosmosā – planēta to nelaiž vaļā. Tātad to var atdzesēt tikai infrasarkanā starojuma veidā. Un, ja IR starojums paliek bloķēts, tad tas silda tos atmosfēras slāņus, kas to neizlaiž. Šie slāņi paši kļūst par siltuma avotu un daļēji novirza to atpakaļ uz virsmu. Daļa starojuma nonāk kosmosā, bet lielākā daļa atgriežas uz Zemes virsmas un uzsilda to, līdz tiek izveidots termodinamiskais līdzsvars. Kā tas tiek uzstādīts?

Temperatūra paaugstinās, un maksimums spektrā mainās (Viena likums), līdz tas atmosfērā atrod "caurspīdīguma logu", caur kuru IR stari izkļūs kosmosā. Siltuma plūsmu līdzsvars tiek noteikts, bet augstākā temperatūrā, nekā tas varētu būt, ja nebūtu atmosfēras. Tas ir siltumnīcas efekts.

Savā dzīvē mēs bieži sastopamies ar siltumnīcas efektu. Un ne tikai dārza siltumnīcas vai uz plīts novietota katla veidā, kuru pārklājam ar vāku, lai samazinātu siltuma pārnesi un paātrinātu vārīšanos. Tikai šie piemēri neliecina par tīru siltumnīcas efektu, jo tajos samazinās gan starojuma, gan konvektīvā siltuma noņemšana. Daudz tuvāk aprakstītajam efektam ir skaidras salnas nakts piemērs. Ar sausu gaisu un bez mākoņiem debesīm (piemēram, tuksnesī) pēc saulrieta zeme ātri atdziest, un mitrs gaiss un mākoņi izlīdzina ikdienas temperatūras svārstības. Diemžēl šis efekts ir labi zināms astronomiem: skaidras zvaigžņotas naktis var būt īpaši aukstas, kas padara darbu pie teleskopa ļoti neērti. Atgriežoties pie iepriekš redzamā attēla, mēs redzēsim iemeslu: tieši ūdens tvaiki atmosfērā kalpo kā galvenais šķērslis siltumu nesošajam infrasarkanajam starojumam.

Mēnesim nav atmosfēras, kas nozīmē, ka nav siltumnīcas efekta. Uz tās virsmas skaidri noteikts termodinamiskais līdzsvars, starp atmosfēru un cieto virsmu nenotiek starojuma apmaiņa. Marsam ir reta atmosfēra, taču tā siltumnīcas efekts pievieno savus 8 ° C. Un tas Zemei pievieno gandrīz 40 °C. Ja mūsu planētai nebūtu tik blīvas atmosfēras, Zemes temperatūra būtu par 40 ° C zemāka. Mūsdienās visā pasaulē vidēji ir 15 °C, bet būtu -25 °C. Visi okeāni sasaltu, Zemes virsma kļūtu balta no sniega, palielinātos albedo, un temperatūra pazeminātos vēl zemāk. Vispār - šausmīga lieta! Bet labi, ka siltumnīcas efekts mūsu atmosfērā darbojas un mūs sasilda. Un tas darbojas vēl spēcīgāk uz Veneras – paaugstina vidējo Venēras temperatūru par vairāk nekā 500 grādiem.

Planētu virsma

Līdz šim mēs neesam sākuši detalizētu citu planētu izpēti, galvenokārt aprobežojoties ar to virsmas novērošanu. Un cik svarīga zinātnei ir informācija par planētas izskatu? Kāda vērtība var mums pastāstīt par tās virsmas attēlu? Ja tā ir gāzes planēta, piemēram, Saturns vai Jupiters, vai cieta, bet pārklāta ar blīvu mākoņu slāni, piemēram, Venēra, tad mēs redzam tikai augšējo mākoņu slāni, tāpēc mums gandrīz nav informācijas par pašu planētu. Mākoņainā atmosfēra, kā saka ģeologi, ir superjauna virsma - šodien tā ir tāda, un rīt būs savādāk, vai ne parīt, bet pēc 1000 gadiem, kas ir tikai mirklis planētas dzīvē.

Lielais sarkanais plankums uz Jupitera vai divi planētu cikloni uz Venēras ir novēroti jau 300 gadus, taču tie mums stāsta tikai par dažām vispārīgām to atmosfēras mūsdienu dinamikas īpašībām. Mūsu pēcnācēji, skatoties uz šīm planētām, redzēs pavisam citu ainu, un kādu attēlu varēja redzēt mūsu senči, mēs nekad neuzzināsim. Tādējādi, skatoties no malas uz planētām ar blīvu atmosfēru, mēs nevaram spriest par to pagātni, jo redzam tikai mainīgu mākoņu slāni. Pavisam cita lieta ir Mēness jeb Merkurs, uz kura virsmām glabājas pēdējo miljardu gadu laikā notikušo meteorītu bombardēšanas un ģeoloģisko procesu pēdas.

Un šādi milzu planētu bombardēšana praktiski neatstāj pēdas. Viens no šiem notikumiem notika divdesmitā gadsimta beigās tieši astronomu acu priekšā. Komēta Shoemaker-Levy 9. 1993. gadā netālu no Jupitera tika manīta dīvaina divu desmitu mazu komētu ķēde. Aprēķins parādīja, ka tie ir fragmenti no vienas komētas, kas 1992. gadā lidoja netālu no Jupitera un tika saplēsta tās spēcīgā gravitācijas lauka paisuma dēļ. Astronomi neredzēja pašu komētas sairšanas epizodi, bet uztvēra tikai brīdi, kad komētas fragmentu ķēde ar "vilcienu" attālinājās no Jupitera. Ja sadalīšanās nebūtu notikusi, tad komēta, pa hiperbolisku trajektoriju pietuvojusies Jupiteram, būtu devusies tālumā pa hiperbolas otro zaru un, visticamāk, nekad vairs nebūtu pietuvojusies Jupiteram. Bet komētas ķermenis neizturēja plūdmaiņu stresu un sabruka, un enerģija, kas tika iztērēta komētas ķermeņa deformācijai un pārrāvumam, samazināja tās orbītas kustības kinētisko enerģiju, pārnesot fragmentus no hiperboliskās orbītas uz eliptisku, kas slēgta ap. Jupiters. Orbītas attālums percentrā izrādījās mazāks par Jupitera rādiusu, un 1994. gadā fragmenti viens pēc otra ietriecās planētā.

Incidents bija milzīgs. Katrs komētas kodola "fragments" ir 1 × 1,5 km liels ledus bloks. Viņi pārmaiņus lidoja milzu planētas atmosfērā ar ātrumu 60 km/s (otrais Jupitera kosmosa ātrums), kam īpatnējā kinētiskā enerģija (60/11) 2 = 30 reizes lielāka nekā tad, ja tā būtu sadursme. ar Zemi. Astronomi ar lielu interesi no Zemes drošības vēroja Jupitera kosmisko katastrofu. Diemžēl komētas fragmenti trāpīja Jupiteram no tās puses, kas tajā brīdī nebija redzama no Zemes. Par laimi, tieši tajā laikā Galileo kosmiskā zonde bija ceļā uz Jupiteru, tā redzēja šīs epizodes un parādīja tās mums. Pateicoties Jupitera ikdienas straujajai rotācijai, sadursmes apgabali dažu stundu laikā kļuva pieejami gan uz zemes izvietotajiem teleskopiem, gan, kas ir īpaši vērtīgi, tuvu Zemei, piemēram, Habla kosmiskajam teleskopam. Tas bija ļoti noderīgi, jo katrs bloks, ietriecoties Jupitera atmosfērā, izraisīja kolosālu sprādzienu, kas iznīcināja augšējo mākoņu slāni un kādu laiku radīja redzes logu dziļi Jupitera atmosfērā. Tātad, pateicoties komētas bombardēšanai, mēs varējām kādu laiku tur skatīties. Bet pagāja 2 mēneši, un uz mākoņainās virsmas nebija palikušas nekādas pēdas: mākoņi aizsedza visus logus, it kā nekas nebūtu noticis.

Cita lieta - Zeme. Uz mūsu planētas meteorītu rētas saglabājas ilgu laiku. Šeit ir vispopulārākais meteorīta krāteris, kura diametrs ir aptuveni 1 km un vecums ir aptuveni 50 tūkstoši gadu. Viņš joprojām ir skaidri redzams. Bet krāterus, kas veidojušies pirms vairāk nekā 200 miljoniem gadu, var atrast tikai ar smalkām ģeoloģiskām metodēm. Tie nav redzami no augšas.

Starp citu, pastāv diezgan ticama attiecība starp liela meteorīta izmēru, kas nokrita uz Zemi, un tā izveidotā krātera diametru - 1:20. Kilometra diametra krāteris Arizonā izveidojās, ietriecoties nelielam asteroīdam ar diametru aptuveni 50 m. Un senos laikos Zemē trāpīja lielāki “čaumalas” - gan kilometru, gan pat desmit kilometru. Šodien mēs zinām apmēram 200 lielu krāteru; tās sauc par astroblēmām (debesu brūcēm); un katru gadu tiek atklāti vairāki jauni. Lielākais ar 300 km diametru tika atrasts Āfrikas dienvidos, tā vecums ir aptuveni 2 miljardi gadu. Krievijas teritorijā lielākais Popigai krāteris Jakutijā ar diametru 100 km. Noteikti ir arī lielāki, piemēram, okeānu dzelmē, kur tos ir grūtāk pamanīt. Tiesa, okeāna dibens ir ģeoloģiski jaunāks par kontinentiem, taču šķiet, ka Antarktīdā atrodas krāteris ar diametru 500 km. Tas atrodas zem ūdens un tikai dibena profils liecina par tā klātbūtni.

Uz virsmas Mēness, kur nav ne vēja, ne lietus, kur nav tektonisku procesu, meteorītu krāteri saglabājas miljardiem gadu. Skatoties uz Mēnesi caur teleskopu, mēs lasām kosmiskās bombardēšanas vēsturi. Otrā pusē ir zinātnei vēl noderīgāks attēls. Šķiet, ka nez kāpēc īpaši lieli ķermeņi tur nekad nenokrita, vai, krītot, nevarēja izlauzties cauri Mēness garozai, kas otrā pusē ir divreiz biezāka nekā redzamajā. Tāpēc plūstošā lava neaizpildīja lielus krāterus un neslēpa vēsturiskas detaļas. Uz katra Mēness virsmas pleķa, liela vai maza, atrodas meteoru krāteris, un to ir tik daudz, ka jaunāki iznīcina tos, kas izveidojušies agrāk. Piesātinājums ir noticis: Mēness vairs nevar kļūt krāterīgāks, nekā tas ir. Krāteri ir visur. Un šī ir brīnišķīga Saules sistēmas vēstures hronika. Tas identificēja vairākas aktīvās krāterēšanas epizodes, tostarp smago meteorītu bombardēšanas laikmetu (pirms 4,1-3,8 miljardiem gadu), kas atstāja pēdas uz visu sauszemes planētu un daudzu satelītu virsmas. Kāpēc meteoru lietus skāra planētas šajā laikmetā, mums vēl ir jāsaprot. Mums ir nepieciešami jauni dati par Mēness iekšpuses struktūru un matērijas sastāvu dažādos dziļumos, nevis tikai uz virsmas, no kuras līdz šim ir savākti paraugi.

Merkursārēji līdzīgs Mēnesim, jo, tāpat kā tam, tam nav atmosfēras. Tā akmeņainā virsma, kas nav pakļauta gāzes un ūdens erozijai, ilgu laiku saglabā meteorīta bombardēšanas pēdas. Starp sauszemes planētām dzīvsudrabam ir vecākās ģeoloģiskās pēdas, apmēram 4 miljardus gadu vecas. Bet uz Merkura virsmas nav lielu jūru, kas piepildītas ar tumši sacietējušu lavu un līdzīgas Mēness jūrām, lai gan tur ir ne mazāk lieli trieciena krāteri kā uz Mēness.

Dzīvsudrabs ir aptuveni pusotru reizi lielāks par Mēnesi, bet tā masa pārsniedz Mēnesi 4,5 reizes. Fakts ir tāds, ka Mēness gandrīz pilnībā ir akmeņains ķermenis, savukārt Merkūram ir milzīgs metāla kodols, kas acīmredzot sastāv galvenokārt no dzelzs un niķeļa. Tās metāla kodola rādiuss ir aptuveni 75% no planētas rādiusa (un Zeme ir tikai 55%). Dzīvsudraba metāla kodola tilpums ir 45% no planētas tilpuma (un Zemei ir tikai 17%). Tāpēc dzīvsudraba vidējais blīvums (5,4 g / cm 3) ir gandrīz vienāds ar vidējo Zemes blīvumu (5,5 g / cm 3) un ievērojami pārsniedz Mēness vidējo blīvumu (3,3 g / cm 3). Ar lielu metāla kodolu dzīvsudrabs būtu varējis pārspēt Zemi ar savu vidējo blīvumu, ja ne zemā gravitācija uz tā virsmas. Tā masa ir tikai 5,5% no Zemes, tai ir gandrīz trīs reizes mazāka gravitācija, kas nespēj saspiest tās zarnas tik daudz kā Zemes zarnas, kurās pat silikāta apvalka blīvums ir aptuveni (5 g/cm 3).

Dzīvsudrabu ir grūti pētīt, jo tas pārvietojas tuvu Saulei. Lai no Zemes uz to palaistu starpplanētu aparātu, tas ir stipri jāpalēnina, tas ir, jāpaātrina virzienā, kas ir pretējs Zemes orbitālajai kustībai; tikai tad tas sāks “krist” pretī Saulei. Ar raķeti to uzreiz izdarīt nav iespējams. Tāpēc divos līdz šim veiktajos lidojumos uz Merkuru tika izmantoti gravitācijas manevri Zemes, Venēras un paša Merkura laukā, lai palēninātu kosmosa zondi un pārvietotu to uz Merkura orbītu.

Pirmo reizi uz Mercury devās 1973. gadā "Mariner-10" (NASA). Vispirms tas tuvojās Venērai, palēnināja tās gravitācijas laukā un pēc tam trīs reizes 1974.–1975. gadā pagāja tuvu Merkuram. Tā kā visas trīs tikšanās notika vienā un tajā pašā planētas orbītas reģionā un tās ikdienas rotācija ir sinhronizēta ar orbitāli, visas trīs reizes zonde fotografēja vienu un to pašu Merkura puslodi, ko apgaismo Saule.

Nākamajās desmitgadēs nebija lidojumu uz Mercury. Un tikai 2004. gadā bija iespējams palaist otro ierīci - MESSENGER ( Dzīvsudraba virsma, kosmosa vide, ģeoķīmija un diapazona noteikšana; NASA). Veicot vairākus gravitācijas manevrus pie Zemes, Veneras (divas reizes) un Merkura (trīs reizes), 2011. gadā zonde devās orbītā ap Merkuru un veica pētījumus uz planētas 4 gadus.

Darbu Merkura tuvumā apgrūtina tas, ka planēta Saulei atrodas vidēji 2,6 reizes tuvāk nekā Zeme, līdz ar to saules gaismas plūsma tur ir gandrīz 7 reizes lielāka. Bez īpaša "saules lietussarga" zondes elektroniskais pildījums pārkarstu. Trešā ekspedīcija uz Merkuru, saukta BepiColombo, tajā piedalās eiropieši un japāņi. Palaišana plānota 2018. gada rudenī. Uzreiz lidos divas zondes, kas 2025. gada beigās ieies orbītā ap Merkuru pēc pārlidojuma pie Zemes, divas pie Veneras un sešas pie Merkura. Papildus detalizētai planētas virsmas un tās gravitācijas lauka izpētei tiek plānota detalizēta magnetosfēras un Merkura magnētiskā lauka izpēte, kas zinātniekiem ir noslēpums. Lai gan dzīvsudrabs griežas ļoti lēni un tā metāla kodolam jau sen vajadzēja atdzist un sacietēt, planētas dipola magnētiskais lauks ir 100 reižu zemāks par Zemes magnētisko lauku, taču tā joprojām saglabā magnetosfēru ap planētu. Mūsdienu teorija par magnētiskā lauka rašanos debess ķermeņos, tā sauktā turbulentā dinamo teorija, pieprasa šķidra elektrības vadītāja klātbūtni planētas zarnās (Zemei tā ir dzelzs serdes ārējā daļa) un salīdzinoši ātra rotācija. Kāda iemesla dēļ dzīvsudraba kodols joprojām ir šķidrs, vēl nav skaidrs.

Dzīvsudrabam ir pārsteidzoša iezīme, kāda nav nevienai citai planētai. Dzīvsudraba kustība orbītā ap Sauli un tā rotācija ap savu asi ir skaidri sinhronizētas viena ar otru: divu orbitālo periodu laikā tas veic trīs apgriezienus ap asi. Vispārīgi runājot, astronomi jau sen ir pazīstami ar sinhrono kustību: mūsu Mēness sinhroni griežas ap savu asi un griežas ap Zemi, šo divu kustību periodi ir vienādi, tas ir, tie ir attiecībā 1:1. Un uz citām planētām daži satelīti parāda to pašu. Tas ir plūdmaiņu efekta rezultāts.

Lai sekotu dzīvsudraba kustībai (att. augšā), mēs uzliekam bultiņu uz tā virsmas. Redzams, ka vienā apgriezienā ap Sauli, t.i., vienā Merkura gadā, planēta ap savu asi apgriezās tieši pusotru reizi. Šajā laikā diena bultas apgabalā mainījās uz nakti, pagāja puse no Saules dienas. Kārtējā ikgadējā revolūcija - un bultiņas apgabalā atkal pienāk diena, ir beigusies viena saules diena. Tādējādi uz Merkura Saules diena ilgst divus Merkura gadus.

Sīkāk par plūdmaiņām mēs runāsim nodaļā. 6. Tieši Zemes plūdmaiņu ietekmes rezultātā Mēness sinhronizēja savas divas kustības – aksiālo rotāciju un orbitālo cirkulāciju. Zemei ir ļoti spēcīga ietekme uz Mēnesi: tā ir izstiepusi savu figūru, stabilizējusi savu rotāciju. Mēness orbīta ir tuvu riņķveida formai, tāpēc Mēness pārvietojas pa to gandrīz nemainīgā ātrumā gandrīz nemainīgā attālumā no Zemes (par šī "gandrīz" apmēru mēs runājām 1. nodaļā). Tāpēc plūdmaiņu efekts mainās maz un kontrolē Mēness rotāciju pa visu orbītu, izraisot 1:1 rezonansi.

Atšķirībā no Mēness, Merkurs pārvietojas ap Sauli būtībā eliptiskā orbītā, tagad tuvojoties zvaigznei, pēc tam attālinoties no tās. Kad tā atrodas tālu, tuvu orbītas afēlijai, Saules plūdmaiņu ietekme vājina, jo tā ir atkarīga no attāluma kā 1/ R 3 . Kad Merkurs tuvojas Saulei, paisumi ir daudz spēcīgāki, tāpēc tikai perihēlija reģionā Merkurs efektīvi sinhronizē savas divas kustības – ikdienas un orbitālās. Keplera otrais likums saka, ka orbītas kustības leņķiskais ātrums ir maksimālais perihēlija punktā. Tieši tur notiek Merkura leņķisko ātrumu - ikdienas un orbitālo - "plūdmaiņu uztveršana" un sinhronizācija. Perihēlijas punktā tie ir precīzi vienādi viens ar otru. Virzoties tālāk, Merkurs gandrīz vairs nejūt Saules plūdmaiņu ietekmi un saglabā savu leņķisko rotācijas ātrumu, pakāpeniski samazinot orbitālās kustības leņķisko ātrumu. Tāpēc vienā orbitālajā periodā tas paspēj veikt pusotru dienas apgriezienu un atkal nonāk plūdmaiņu efekta skavās. Ļoti vienkārša un skaista fizika.

Dzīvsudraba virsmu gandrīz nevar atšķirt no Mēness. Pat profesionāli astronomi, kad parādījās pirmie detalizētie Merkura attēli, rādīja tos viens otram un jautāja: "Nu, uzminiet, vai tas ir Mēness vai Merkurs?". To tiešām ir grūti uzminēt. Un tur, un tur ir virsma, ko sasita meteorīti. Bet, protams, ir funkcijas. Lai gan uz Merkura nav lielu lavas jūru, tā virsma nav viendabīga: ir vecāki un jaunāki reģioni (pamats tam ir meteorītu krāteru uzskaite). Dzīvsudrabs atšķiras no Mēness ar raksturīgu izciļņu un kroku klātbūtni uz virsmas, kas rodas planētas saspiešanas rezultātā tās milzīgā metāla kodola dzesēšanas laikā.

Temperatūras svārstības uz Merkura virsmas ir lielākas nekā uz Mēness. Dienā pie ekvatora 430 ° C, bet naktī -173 ° C. Bet Merkura augsne kalpo kā labs siltumizolators, tāpēc aptuveni 1 m dziļumā ikdienas (vai reizi divos gados?) temperatūras kritumi vairs nav jūtami. Tātad, ja jūs lidojat uz Merkūriju, tad pirmais, kas jādara, ir izrakt zemnīcu. Pie ekvatora būs aptuveni 70 ° C; pārāk karsts. Bet ģeogrāfisko polu reģionā zemnīcā būs aptuveni -70 ° C. Tātad jūs varat viegli atrast ģeogrāfisko platuma grādu, kurā jums būs ērti atrasties zemnīcā.

Zemākā temperatūra tiek novērota polāro krāteru apakšā, kur saules stari nekad nesasniedz. Tieši tur tika atklātas ūdens ledus nogulsnes, kuras iepriekš atrada radari no Zemes un pēc tam apstiprināja ar kosmosa zondes MESSENGER instrumentiem. Šī ledus izcelsme joprojām tiek apspriesta. Tās avoti var būt gan komētas, gan ūdens tvaiki, kas izplūst no planētas zarnām.

Dzīvsudrabam ir viens no lielākajiem trieciena krāteriem Saules sistēmā - Heat Plain ( Caloris baseins) ar diametru 1550 km. Šīs ir pēdas no asteroīda, kura diametrs ir vismaz 100 km, trieciena, kas gandrīz sašķēla mazo planētu. Tas notika apmēram pirms 3,8 miljardiem gadu, tā sauktās "vēlās smagās bombardēšanas" laikā ( Vēlā smagais bombardējums), kad līdz galam neizprotamu iemeslu dēļ palielinājās asteroīdu un komētu skaits orbītās, kas šķērso sauszemes planētu orbītas.

Kad Mariner 10 fotografēja Plain of Heat 1974. gadā, mēs joprojām nezinājām, kas notika Merkura pretējā pusē pēc šī briesmīgā trieciena. Skaidrs, ka, ja bumbiņa tiek trāpīta, tad tiek ierosināti skaņas un virsmas viļņi, kas izplatās simetriski, iziet cauri "ekvatoram" un savāc antipodālajā punktā, diametrāli pretēji trieciena punktam. Traucējumi tur saplūst līdz punktam, un seismisko svārstību amplitūda strauji palielinās. Tas ir tāpat kā liellopu dzenātāji, kas spiež pātagu: viļņa enerģija un impulss praktiski saglabājas, un pātagas biezums mēdz būt līdz nullei, tāpēc svārstību ātrums palielinās un kļūst virsskaņas. Bija paredzēts, ka Merkura reģionā pretī baseinam Caloris būs neticamas iznīcības attēls. Kopumā gandrīz tā sanāca: tur tika atklāts plašs paugurains apvidus ar rievotu virsmu, lai gan biju gaidījis, ka tur būs antipodāls krāteris. Man šķita, ka seismiskā viļņa sabrukšanas laikā parādīsies asteroīda krišanas "spogulis". Mēs to novērojam, kad piliens nokrīt uz mierīgas ūdens virsmas: vispirms tas izveido nelielu ieplaku, un tad ūdens steidzas atpakaļ un izmet jaunu mazu pilienu. Tas nenotika uz Mercury, un tagad mēs saprotam, kāpēc. Tās zarnas izrādījās neviendabīgas, un precīza viļņu fokusēšana nenotika.

Kopumā Merkura reljefs ir gludāks nekā Mēness. Piemēram, Merkūrija krāteru sienas nav tik augstas. Iespējamais iemesls tam ir lielāka gravitācija un siltāks un mīkstāks Mercury iekšpuse.

Venera- otrā planēta no Saules un visnoslēpumainākā no sauszemes planētām. Nav skaidrs, kas ir tās ļoti blīvās atmosfēras izcelsme, kas gandrīz pilnībā sastāv no oglekļa dioksīda (96,5%) un slāpekļa (3,5%) un izraisa spēcīgu siltumnīcas efektu. Nav skaidrs, kāpēc Venera ap savu asi griežas tik lēni – 244 reizes lēnāk nekā Zeme, turklāt arī pretējā virzienā. Tajā pašā laikā masīvā Veneras atmosfēra vai, pareizāk sakot, tās duļķains slānis, četrās Zemes dienās aplido planētu. Šo parādību sauc par atmosfēras superrotāciju. Tajā pašā laikā atmosfēra berzē pret planētas virsmu, un tai jau sen vajadzēja palēnināties. Galu galā tas nevar ilgstoši pārvietoties pa planētu, kuras cietais ķermenis praktiski stāv uz vietas. Bet atmosfēra griežas un pat virzienā, kas ir pretējs pašas planētas rotācijai. Ir skaidrs, ka atmosfēras enerģija izkliedējas no berzes pret virsmu, un tās leņķiskais impulss tiek pārnests uz planētas ķermeni. Tas nozīmē, ka notiek enerģijas (acīmredzami - saules) pieplūdums, kura dēļ darbojas siltumdzinējs. Jautājums: Kā šī iekārta tiek ieviesta? Kā Saules enerģija tiek pārveidota Venēras atmosfēras kustībā?

Lēnās Veneras rotācijas dēļ Koriolisa spēki uz to ir vājāki nekā uz Zemes, tāpēc atmosfēras cikloni tur ir mazāk kompakti. Patiesībā tās ir tikai divas: viena ziemeļu puslodē, otra dienvidu. Katrs no tiem "vijas" no ekvatora uz savu polu.

Venēras atmosfēras augšējie slāņi tika detalizēti pētīti ar garāmlidošanu (veicot gravitācijas manevru) un orbitālās zondes - amerikāņu, padomju, Eiropas un japāņu. Vairākas desmitgades Venera sērijas transportlīdzekļus tur palaida padomju inženieri, un tas bija mūsu veiksmīgākais izrāviens planētu izpētes jomā. Galvenais uzdevums bija nosēdināt virspusē nolaižamo transportlīdzekli, lai redzētu, kas atrodas zem mākoņiem.

Pirmo zondu dizaineri, tāpat kā to gadu zinātniskās fantastikas darbu autori, vadījās pēc optisko un radioastronomisko novērojumu rezultātiem, no kuriem izrietēja, ka Venēra ir siltāks mūsu planētas analogs. Tāpēc 20. gadsimta vidū visi zinātniskās fantastikas rakstnieki, sākot no Beļajeva, Kazanceva un Strugatska līdz Lemam, Bredberijam un Heinleinam, Veneru iztēlojās kā neviesmīlīgu (karstu, purvainu, ar indīgu atmosfēru), bet kopumā pasauli. līdzīgi Zemei. Tā paša iemesla dēļ pirmie Venēras zondes piezemētāji tika izgatavoti ne pārāk spēcīgi, nespējot izturēt lielu spiedienu. Un viņi nomira, nolaižoties atmosfērā, pa vienam. Tad viņu korpusi sāka stiprināties, paredzēti 20 atmosfēru spiedienam. Bet pat ar to nepietika. Pēc tam dizaineri, "iekodamies", izgatavoja titāna zondi, kas spēj izturēt 180 atm spiedienu. Un viņš droši nolaidās virspusē ("Venus-7", 1970). Ņemiet vērā, ka ne katra zemūdene var izturēt šādu spiedienu, kāds valda aptuveni 2 km dziļumā okeānā. Izrādījās, ka netālu no Veneras virsmas spiediens nenoslīd zem 92 atm (9,3 MPa, 93 bāri), un temperatūra ir 464 ° C.

Tieši 1970. gadā beidzot tika pielikts punkts sapnim par viesmīlīgu Veneru, kas līdzinās karbona perioda Zemei. Veneras virsmas nokļūšana ir kļuvuši par ikdienišķu darbību, taču ilgi tur strādāt nav iespējams. laiks: pēc 1-2 stundām aparāta iekšpuse uzsilst, un elektronika sabojājas.

Pirmie mākslīgie pavadoņi ap Venēru parādījās 1975. gadā (Venera-9 un -10). Kopumā ārkārtīgi veiksmīgs izrādījās Venera-9 ... -14 nolaišanās transportlīdzekļu (1975-1981) darbs pie Veneras virsmas, kas pētīja gan atmosfēru, gan planētas virsmu nosēšanās vietā, pat izdevās paņemt augsnes paraugus un noteikt tās ķīmisko sastāvu un mehāniskās īpašības. Bet vislielāko efektu astronomijas un astronautikas cienītāju vidū radīja viņu pārraidītās nosēšanās vietu fotogrāfiskās panorāmas, vispirms melnbaltās, vēlāk arī krāsainās. Starp citu, Venēras debesis, skatoties no virsmas, ir oranžas. Skaists! Līdz šim (2017. gadam) šie attēli joprojām ir vienīgie un ļoti interesē planētu zinātniekus. Tos turpina apstrādāt un ik pa laikam uz tiem tiek atrastas jaunas detaļas.

Amerikāņu kosmonautika arī sniedza nozīmīgu ieguldījumu Veneras izpētē šajos gados. Lidojošie transportlīdzekļi "Mariner-5 un -10" pētīja atmosfēras augšējos slāņus. Pioneer Venera 1 (1978) kļuva par pirmo amerikāņu Veneras satelītu un veica radara mērījumus. Un "Pioneer-Venus-2" (1978) nosūtīja planētas atmosfērā 4 nolaišanās transportlīdzekļus: vienu lielu (315 kg) ar izpletni uz dienas puslodes ekvatoriālo reģionu un trīs mazus (katrs 90 kg) bez izpletņiem. - uz vidējiem platuma grādiem un uz ziemeļiem no dienas puslodes, kā arī nakts puslodes. Neviens no tiem nebija paredzēts darbam uz virsmas, bet viens no mazajiem transportlīdzekļiem droši nolaidās (bez izpletņa!) Un strādāja uz virsmas vairāk nekā stundu. Šis gadījums ļauj sajust, cik liels ir atmosfēras blīvums Veneras virsmas tuvumā. Veneras atmosfēra ir gandrīz 100 reižu masīvāka par Zemes atmosfēru, un tās blīvums uz virsmas ir 67 kg/m 3, kas ir 55 reizes blīvāks par Zemes gaisu un tikai 15 reizes mazāks par šķidrā ūdens blīvumu.

Bija diezgan grūti izveidot spēcīgas zinātniskas zondes, kas spēj izturēt Venēras atmosfēras spiedienu, tāpat kā kilometru dziļumā mūsu okeānos. Bet vēl grūtāk bija panākt, lai tie izturētu apkārtējās vides temperatūru 464 ° C tik blīva gaisa klātbūtnē. Siltuma plūsma caur korpusu ir kolosāla. Tāpēc pat visuzticamākās ierīces strādāja ne vairāk kā divas stundas. Lai ātri nolaistos virspusē un paplašinātu darbu tur, Veneras nosēšanās laikā nometa izpletni un turpināja nolaišanos, bremzējot tikai ar nelielu vairogu uz korpusa. Triecienu uz virsmu mīkstināja speciāla amortizācijas ierīce - nosēšanās balsts. Dizains izrādījās tik veiksmīgs, ka Venera-9 bez problēmām apsēdās uz nogāzes ar 35 ° slīpumu un strādāja normāli.

Ņemot vērā Veneras augsto albedo un tās atmosfēras kolosālo blīvumu, zinātnieki šaubījās, vai virsmas tuvumā pietiks saules gaismas, lai fotografētu. Turklāt Veneras gāzes okeāna dibenā varētu karāties blīva migla, izkliedējot saules gaismu un neļaujot iegūt kontrasta attēlu. Tāpēc uz pirmajiem piezemēšanās iekārtām tika uzstādītas halogēna dzīvsudraba lampas, lai apgaismotu augsni un radītu gaismas kontrastu. Bet izrādījās, ka tur ir pietiekami daudz dabiskās gaismas: tā ir gaiša uz Veneras, tāpat kā mākoņainā dienā uz Zemes. Un kontrasts dabiskajā apgaismojumā arī ir diezgan pieņemams.

1975. gada oktobrī Venera-9 un -10 nolaižamie aparāti caur saviem orbitālajiem blokiem nosūtīja uz Zemi pirmos citas planētas virsmas attēlus (ja neņemam vērā Mēnesi). No pirmā acu uzmetiena perspektīva šajās panorāmās izskatās dīvaini izkropļota uzņemšanas virziena rotācijas dēļ. Šie attēli tika iegūti ar telefotometru (optiski mehānisko skeneri), kura "skats" lēnām pārvietojās no horizonta zem nolaižamās mašīnas kājām un pēc tam uz citu horizontu: tika iegūts 180 ° slaucījums. Diviem telefotometriem aparāta pretējās pusēs bija jāsniedz pilnīga panorāma. Bet lēcu vāciņi ne vienmēr tika atvērti. Piemēram, uz "Venēra-11 un -12" neviens no četriem neatvērās.

Viens no skaistākajiem Veneras izpētes eksperimentiem tika veikts, izmantojot zondes BeGa-1 un -2 (1985). Viņu nosaukums apzīmē "Venēra-Haleja", jo pēc uz Veneras virsmu virzīto nolaišanās transportlīdzekļu atdalīšanas zondes lidojuma daļas devās pētīt Halija komētas kodolu un veiksmīgi to izdarīja pirmo reizi. Arī desantnieki nebija gluži parasti: aparāta galvenā daļa nolaidās virspusē, un nolaišanās laikā no tā atdalījās franču inženieru izgatavotais balons, kas aptuveni divas dienas lidoja Veneras atmosfērā 53 augstumā. -55 km, pārraidot datus par temperatūru un spiedienu uz Zemi, apgaismojumu un redzamību mākoņos. Pateicoties spēcīgajam vējam, kas pūta šajā augstumā ar ātrumu 250 km/h, baloniem izdevās aplidot ievērojamu planētas daļu. Skaists!

Fotogrāfijas no nosēšanās vietām parāda tikai nelielus Venēras virsmas laukumus. Vai caur mākoņiem ir iespējams redzēt visu Venēru? Var! Radars redz cauri mākoņiem. Uz Venēru lidoja divi padomju satelīti ar sānu skenēšanas radariem un viens amerikāņu. Pamatojoties uz viņu novērojumiem, tika sastādītas ļoti augstas izšķirtspējas Veneras radio kartes. To ir grūti demonstrēt vispārējā kartē, bet tas ir skaidri redzams atsevišķos kartes fragmentos. Līmeņi radio kartēs ir parādīti krāsaini: zilā un zilā ir zemienes; ja uz Veneras būtu ūdens, tie būtu okeāni. Bet šķidrs ūdens nevar pastāvēt uz Venēras. Un arī gāzveida ūdens tur praktiski nav. Zaļgani un dzeltenīgi ir kontinenti, sauksim tos tā. Sarkanā un baltā krāsa ir augstākie punkti uz Veneras. Šī ir "Venēras Tibeta" - augstākais plato. Augstākā virsotne uz tā - Maksvela kalns - paceļas līdz 11 km.

Nav ticamu faktu par Veneras zarnām, par tās iekšējo struktūru, jo tur vēl nav veikti seismiskie pētījumi. Turklāt planētas lēnā rotācija neļauj izmērīt tās inerces momentu, kas varētu pastāstīt par blīvuma sadalījumu ar dziļumu. Līdz šim teorētiskās idejas balstās uz Veneras līdzību ar Zemi, un šķietamo plākšņu tektonikas neesamību uz Veneras skaidro ar to, ka uz tās nav ūdens, kas kalpo kā “smērviela” uz Zemes, ļaujot plāksnēm slīdēt. un nirt viens zem otra. Kopā ar augsto virsmas temperatūru tas noved pie Veneras ķermeņa konvekcijas palēninājuma vai pat pilnīgas neesamības, samazina tās iekšpuses dzesēšanas ātrumu un var izskaidrot magnētiskā lauka trūkumu tajā. Tas viss izskatās loģiski, taču ir nepieciešama eksperimentāla pārbaude.

Starp citu, ak Zeme. Es sīkāk neapspriedīšu trešo planētu no Saules, jo es neesmu ģeologs. Turklāt katram no mums ir vispārējs priekšstats par Zemi, pat pamatojoties uz skolas zināšanām. Bet saistībā ar citu planētu izpēti es atzīmēju, ka arī mūsu planētas zarnas mums nav pilnībā skaidras. Gandrīz katru gadu ģeoloģijā tiek veikti lieli atklājumi, dažreiz Zemes zarnās tiek atklāti pat jauni slāņi. Mēs pat precīzi nezinām temperatūru mūsu planētas kodolā. Apskatiet jaunākos pārskatus: daži autori uzskata, ka temperatūra pie iekšējās kodola robežas ir aptuveni 5000 K, bet citi - ka vairāk nekā 6300 K. Tie ir teorētisko aprēķinu rezultāti, kas ietver ne visai ticamus parametrus, kas raksturo matērijas īpašības tūkstošiem kelvinu temperatūrā un miljonu bāru spiedienā. Kamēr šīs īpašības netiks droši pētītas laboratorijā, mēs nesaņemsim precīzas zināšanas par Zemes zarnām.

Zemes unikalitāte starp tai līdzīgām planētām slēpjas magnētiskā lauka un šķidra ūdens klātbūtnē uz virsmas, un otrā, acīmredzot, ir pirmās sekas: Zemes magnetosfēra aizsargā mūsu atmosfēru un netieši arī hidrosfēru. no saules vēja plūsmām. Lai radītu magnētisko lauku, kā tas tagad šķiet, planētas zarnās ir jābūt šķidram elektriski vadošam slānim, ko klāj konvekcijas kustība, un ātrai ikdienas rotācijai, kas nodrošina Koriolisa spēku. Tikai šādos apstākļos tiek aktivizēts dinamo mehānisms, kas pastiprina magnētisko lauku. Venera gandrīz negriežas, tāpēc tai nav magnētiskā lauka. Mazā Marsa dzelzs kodols jau sen ir atdzisis un sacietējis, tāpēc tam nav arī magnētiskā lauka. Šķiet, ka dzīvsudrabs griežas ļoti lēni, un tam vajadzēja atdzist pirms Marsa, taču tam ir diezgan jūtams dipola magnētiskais lauks, kura stiprums ir 100 reizes vājāks nekā Zemei. Paradokss! Pašlaik tiek uzskatīts, ka Saules plūdmaiņu ietekme ir atbildīga par dzīvsudraba dzelzs kodola uzturēšanu izkausētā stāvoklī. Paies miljardiem gadu, Zemes dzelzs kodols atdzisīs un sacietēs, atņemot mūsu planētai magnētisko aizsardzību pret saules vēju. Un vienīgā cietā planēta ar magnētisko lauku paliks - dīvainā kārtā - Merkurs.

Tagad pievērsīsimies Marss. Tās izskats mūs uzreiz piesaista divu iemeslu dēļ: pat fotogrāfijās, kas uzņemtas no tālienes, ir redzami balti polārie vāciņi un caurspīdīga atmosfēra. Tas ir saistīts ar Marsu ar Zemi: polārie vāciņi rada priekšstatu par ūdens klātbūtni, bet atmosfēra - par elpošanas iespēju. Un, lai gan uz Marsa ar ūdeni un gaisu ne viss ir tik droši, kā šķiet no pirmā acu uzmetiena, šī planēta jau sen ir piesaistījusi pētniekus.

Agrāk astronomi pētīja Marsu caur teleskopu un tāpēc ar nepacietību gaidīja mirkļus, ko sauca par "Marsa opozīcijām". Kas šajos brīžos ir pretstatā kam?

No zemes novērotāja viedokļa opozīcijas brīdī Marss atrodas vienā Zemes pusē, bet Saule - otrā. Skaidrs, ka tieši šajos brīžos Zeme un Marss tuvojas minimālā attālumā, Marss debesīs ir redzams visu nakti un to labi apgaismo Saule. Zeme ap Sauli veic apgriezienu gadā, bet Marss - 1,88 gados, tāpēc vidējais laika intervāls starp opozīcijām aizņem nedaudz vairāk par diviem gadiem. Pēdējā Marsa opozīcija bija 2016. gadā, tomēr tā nebija īpaši tuvu. Marsa orbīta ir manāmi eliptiska, tāpēc tuvākās pieejas Zemei notiek tad, kad Marss atrodas savas orbītas perihēlija reģionā. Uz Zemes (mūsu laikmetā) ir augusta beigas. Tāpēc augusta un septembra konfrontācijas sauc par "lielajām"; šajos brīžos, kas nāk ik pēc 15-17 gadiem, mūsu planētas tuvojas viena otrai par mazāk nekā 60 miljoniem km. Tas notiks 2018. gadā. Īpaši cieša konfrontācija notika 2003. gadā: toreiz Marss atradās tikai 55,8 miljonu km attālumā. Šajā sakarā radās jauns termins - "lielākās Marsa opozīcijas": tagad tās tiek uzskatītas par piegājieniem, kas ir mazāki par 56 miljoniem km. Gadsimtā tās notiek 1-2 reizes, bet pašreizējā gadsimtā tādas būs pat trīs - gaidiet 2050. un 2082.gadu.

Bet pat lielo konfrontāciju brīžos uz Marsa caur teleskopu no Zemes var redzēt maz. Šeit ir zīmējums, kurā astronoms skatās uz Marsu caur teleskopu. Nesagatavots cilvēks izskatīsies un būs vīlies - viņš vispār neko neredzēs, tikai mazu rozā “pilinīti”. Taču tajā pašā teleskopā pieredzējusī astronoma acs redz vairāk. Astronomi jau sen ir pamanījuši polāro vāciņu, pirms gadsimtiem. Kā arī tumšās un gaišās zonas. Tumšos tradicionāli sauca par jūrām, bet gaišos - par kontinentiem.

Pastiprināta interese par Marsu radās 1877. gada lielās opozīcijas laikmetā: līdz tam laikam jau bija uzbūvēti labi teleskopi, un astronomi bija veikuši vairākus svarīgus atklājumus. Amerikāņu astronoms Asafs Hols atklāja Marsa pavadoņus – Fobosu un Deimosu. Un itāļu astronoms Džovanni Skjaparelli uz planētas virsmas uzzīmēja noslēpumainas līnijas - Marsa kanālus. Protams, Skjaparelli nebija pirmais, kurš ieraudzīja kanālus: daži no viņiem pamanīja pirms viņa (piemēram, Andželo Seči). Bet pēc Šiaparelli šī tēma daudzus gadus kļuva par dominējošo Marsa izpētē.

Marsa virsmas detaļu, piemēram, "kanālu" un "jūru" novērojumi iezīmēja jauna posma sākumu šīs planētas izpētē. Skjaparelli uzskatīja, ka Marsa "jūras" patiešām varētu būt ūdenstilpes. Tā kā līnijām, kas tos savieno, bija jāpiešķir nosaukums, Skjaparelli tos sauca par "kanāliem" (canali), ar to saprotot jūras šaurumus un nekādā gadījumā ne cilvēka radītas būves. Viņš uzskatīja, ka ūdens faktiski plūst pa šiem kanāliem polārajos reģionos polāro vāciņu kušanas laikā. Pēc "kanālu" atklāšanas uz Marsa daži zinātnieki ierosināja to mākslīgo dabu, kas kalpoja par pamatu hipotēzēm par saprātīgu būtņu eksistenci uz Marsa. Bet pats Šiaparelli šo hipotēzi neuzskatīja par zinātniski pamatotu, lai gan viņš neizslēdza dzīvības pastāvēšanu uz Marsa, iespējams, pat saprātīgu.

Tomēr ideja par mākslīgu apūdeņošanas kanālu sistēmu uz Marsa sāka nostiprināties citās valstīs. Daļēji tas bija tāpēc, ka Itālijas kanāls angļu valodā tika prezentēts kā kanāls (cilvēka radīts ūdensceļš), nevis kā kanāls (dabisks jūras šaurums). Jā, un krievu valodā vārds "kanāls" nozīmē mākslīgu struktūru. Marsiešu ideja pēc tam aizrāva daudzus un ne tikai rakstniekus (atcerieties HG Velsu ar viņa "Pasauļu karu", 1897), bet arī pētniekus. Slavenākais no tiem bija Persivals Lovels. Šis amerikānis ieguva izcilu izglītību Hārvardā, vienlīdz apgūstot matemātiku, astronomiju un humanitārās zinātnes. Taču, būdams dižciltīgas ģimenes atvase, viņš labprātāk kļūtu par diplomātu, rakstnieku vai ceļotāju, nevis par astronomu. Tomēr pēc Šiaparelli darbu par kanāliem izlasīšanas viņš sāka interesēties par Marsu un noticēja dzīvības un civilizācijas pastāvēšanai uz tā. Kopumā viņš pameta visu pārējo biznesu un sāka pētīt Sarkano planētu.

Ar naudu no savas bagātās ģimenes Lovells uzcēla observatoriju un sāka krāsot kanālus. Ņemiet vērā, ka fotogrāfija toreiz bija sākumstadijā, un pieredzējuša novērotāja acs atmosfēras turbulences apstākļos spēj pamanīt vissīkākās detaļas, kas izkropļo attālu objektu attēlus. Lavela observatorijā izveidotās Marsa kanālu kartes bija visdetalizētākās. Turklāt, būdams labs rakstnieks, Lovels uzrakstīja dažas no izklaidējošākajām grāmatām - Marss un tā kanāli (1906), Marss kā dzīvības mājvieta(1908) un citi.Krievu valodā pirms revolūcijas tulkots tikai viens: "Marss un dzīvība uz tā" (Odesa: Matezis, 1912). Šīs grāmatas aizrāva veselu paaudzi ar cerību satikt marsiešus.

Jāatzīst, ka stāsts par Marsa kanāliem nav saņēmis izsmeļošu skaidrojumu. Ir veci zīmējumi ar kanāliem un mūsdienu fotogrāfijas bez tiem. Kur ir kanāli? Kas tas bija? Astronoma sazvērestība? Masu ārprāts? Pašhipnoze? Zinātniekiem, kuri par to atdeva savu dzīvību zinātnei, ir grūti pārmest. Iespējams, atbilde uz šo stāstu mums ir priekšā.

Un šodien mēs pētām Marsu, kā likums, nevis caur teleskopu, bet ar starpplanētu zondu palīdzību. (Lai gan teleskopi joprojām tiek izmantoti šim nolūkam un dažkārt sniedz svarīgus rezultātus.) Zondes lidojums uz Marsu tiek veikts pa enerģētiski vislabvēlīgāko puseliptisko trajektoriju. Izmantojot Keplera trešo likumu, ir viegli aprēķināt šāda lidojuma ilgumu. Marsa orbītas lielās ekscentriskuma dēļ lidojuma laiks ir atkarīgs no palaišanas sezonas. Vidēji lidojums no Zemes uz Marsu ilgst 8-9 mēnešus.

Vai uz Marsu var nosūtīt pilotētu misiju? Šī ir liela un interesanta tēma. Šķiet, ka viss, kas tam nepieciešams, ir jaudīga nesējraķete un ērts kosmosa kuģis. Pagaidām nevienam nav pietiekami jaudīgu pārvadātāju, bet pie tiem strādā amerikāņu, krievu un ķīniešu inženieri. Nav šaubu, ka šādu raķeti tuvāko gadu laikā radīs valsts uzņēmumi (piemēram, mūsu jaunā Angara raķete tās jaudīgākajā versijā) vai privātie uzņēmumi (Elons Masks - kāpēc gan ne).

Vai ir kāds kuģis, kurā astronauti pavadīs daudzus mēnešus ceļā uz Marsu? Pagaidām tāda nav. Visi esošie (Sojuz, Shenzhou) un pat tie, kas tiek pārbaudīti (Dragon V2, CST-100, Orion) ir ļoti šauri un piemēroti tikai lidojumam uz Mēnesi, kur tas ir tikai 3 dienu attālumā. Tiesa, ir doma pēc pacelšanās uzpūst papildu telpas. 2016. gada rudenī piepūšamais modulis tika pārbaudīts uz SKS un darbojās labi. Tādējādi drīzumā parādīsies tehniskā iespēja lidojumam uz Marsu. Kas tad par problēmu? Cilvēkā!

Mēs pastāvīgi esam pakļauti sauszemes iežu dabiskajai radioaktivitātei, kosmisko daļiņu straumēm vai mākslīgi radītai radioaktivitātei. Uz Zemes virsmas fons ir vājš: mūs aizsargā planētas magnetosfēra un atmosfēra, kā arī tās ķermenis, kas aptver apakšējo puslodi. Zemā Zemes orbītā, kur strādā SKS astronauti, atmosfēra vairs nepalīdz, tāpēc radiācijas fons palielinās simtiem reižu. Kosmosā tas joprojām ir vairākas reizes augstāks. Tas būtiski ierobežo cilvēka drošas uzturēšanās ilgumu kosmosā. Jāpiebilst, ka kodolrūpniecībā strādājošajiem ir aizliegts saņemt vairāk par 5 rem gadā – tas ir gandrīz droši veselībai. Astronautiem ir atļauts saņemt līdz 10 rems gadā (pieņemams bīstamības līmenis), kas ierobežo viņu darba ilgumu SKS līdz vienam gadam. Un lidojums uz Marsu ar atgriešanos uz Zemes labākajā gadījumā (ja uz Saules nebūs spēcīgu uzliesmojumu) novedīs pie 80 rem devas, kas radīs lielu onkoloģiskās saslimšanas iespējamību. Tieši tas ir galvenais šķērslis cilvēka lidojumam uz Marsu. Vai astronautus var pasargāt no radiācijas? Teorētiski tas ir iespējams.

Mūs uz Zemes aizsargā atmosfēra, kuras biezums pēc vielas daudzuma uz kvadrātcentimetru ir līdzvērtīgs 10 metru ūdens slānim. Gaismas atomi labāk izkliedē kosmisko daļiņu enerģiju, tāpēc kosmosa kuģa aizsargslānis var būt 5 metrus biezs. Bet pat šaurākā kuģī šīs aizsardzības masa tiks mērīta simtos tonnu. Šāda kuģa nosūtīšana uz Marsu ir ārpus modernas un pat daudzsološas raķetes spēka.

Nu labi. Pieņemsim, ka bija brīvprātīgie, kuri bija gatavi riskēt ar savu veselību un doties uz Marsu vienā virzienā bez aizsardzības pret radiāciju. Vai viņi varēs tur strādāt pēc nosēšanās? Vai var sagaidīt, ka viņi paveiks uzdevumu? Atcerieties, kā astronauti pēc pusgada pavadīšanas SKS jūtas uzreiz pēc nolaišanās uz zemes? Tos iznēsā uz rokām, uzliek uz nestuvēm un divas vai trīs nedēļas tiek reabilitētas, atjaunojot kaulu un muskuļu spēku. Un uz Marsa neviens tos nevar nēsāt uz rokām. Tur jums būs jāiziet pašam un jāstrādā smagos, tukšos uzvalkos, piemēram, uz Mēness. Galu galā atmosfēras spiediens uz Marsa ir gandrīz nulle. Uzvalks ir ļoti smags. Uz Mēness tajā pārvietoties bija salīdzinoši viegli, jo gravitācija tur ir 1/6 no Zemes, un trīs lidojuma uz Mēnesi dienās muskuļiem nav laika vājināties. Astronauti uz Marsa ieradīsies pēc daudzu mēnešu pavadīšanas bezsvara un radiācijas apstākļos, un gravitācija uz Marsa ir divarpus reizes lielāka nekā Mēness. Turklāt uz pašas Marsa virsmas starojums ir gandrīz tāds pats kā kosmosā: Marsam nav magnētiskā lauka, un tā atmosfēra ir pārāk reta, lai kalpotu kā aizsardzība. Tātad filma "Marsietis" ir fantāzija, ļoti skaista, bet nereāla.

Kā mēs iepriekš iedomājāmies Marsa bāzi? Atbraucām, uzlikām virsū laboratorijas moduļus, tajos dzīvojam un strādājam. Un tagad tā: lidojām, ierakāmies, būvējām nojumes vismaz 2-3 metru dziļumā (tā ir diezgan uzticama aizsardzība pret radiāciju) un cenšamies retāk un ne uz ilgu laiku iziet uz virsmas. Izejas uz virsmu ir epizodiskas. Pārsvarā sēžam pazemē un kontrolējam roveru darbu. Tātad tos var kontrolēt no Zemes, vēl efektīvāk, lētāk un bez veselības apdraudējumiem. Kas ir darīts vairākus gadu desmitus.

Par to, ko roboti ir iemācījušies par Marsu -.

Ilustrācijas, ko sagatavojuši V. G. Surdins un N. L. Vasiļjeva, izmantojot NASA fotoattēlus un attēlus no publiskām vietnēm