Юрій Васильович Крупа до урок



Сторінка3/5
Дата конвертації13.03.2018
Розмір1.28 Mb.
ТипУрок
1   2   3   4   5
ТЕМА 4. СОНЯЧНА СИСТЕМА

4.1 Загальна характеристика планет. Земля
До складу Сонячної системи входять 8 великих планет. Кожна з них - це особливий, унікальний світ, вивчення якого є одним із завдань астрономії. Спостерігаючи за планетами із Землі, вдалося встановити їхні розміри та масу, періоди обертання навколо Сонця та наявність атмосфери, хімічний склад та умови на поверхні. Розвиток космонавтики дозволив вивчати планети та їхні супутники за допомогою безпілотних міжпланетних станцій, які обладнані телевізійною, радіолокаційною апаратурою та іншими пристроями. Отримана таким чином інформація значно розширила, поповнила та уточнила наші знання про планети. Дослідження Сонячної системи тривають.

Особливо важливим є питання утворення Сонячної системи. Намагаючись пояснити її закономірності, вчені висувають гіпотези про її походження. Згідно з гіпотезою, що належить О. Ю. Шмідту (1891-1956), Сонячна система почала формуватися близько 5 млрд. років тому. Із газопилової хмари, що повільно оберталася, дуже швидко — за сотні років — утворилося Протосонце, яке внаслідок гравітаційного стискання нагрівалося. Протопланетна хмара оберталася все швидше, набуваючи форму диска, у центрі якого містилось Сонце. Молода зоря продовжувала розжарюватись, і під дією тиску її світла легкі хімічні елементи (Н, Не) розсіювались на периферію протопланетного диска, а важчі залишалися ближче до центра. Тим часом частинки газу та пилу об'єднувалися в невеликі холодні тверді тіла — планетезималі (від англійського planet — планети, infinitesimal — нескінченно мала величина). Масивніші планетезималі збільшувались за рахунок налипання на них дрібніших. Таким чином речовина протопланетного диска зібралася у згустки, з яких і сформувалися планети, їхні супутники, астероїди, комети. Поблизу Сонця утворилися планети з важких хімічних елементів, а віддаленні планети складаються переважно з водню та гелію. Сильне гравітаційне поле Юпітера перешкодило утворенню великої планети між орбітами Марса та Юпітера — зараз там пояс астероїдів. Формування планет тривало 100 млн років, стільки ж часу розігрівалося, стискуючись, Сонце до початку термоядерних реакцій у його надрах.

Дана гіпотеза сьогодні вважається найобґрунтованішою, бо пояснює те, що у Сонячній системі:


  • усі планети мають приблизно колові орбіти, що лежать майже в одній площині (виняток — Плутон);

  • планети обертаються навколо Сонця в одному напрямку;

  • маса Сонця становить 99,87% усієї маси системи;

  • за фізичними властивостями планети поділяють на дві групи;

  • переважна більшість супутників планет рухається у площинах їхніх екваторів у тому ж напрямі, що й планети.

Перевірити достовірність даної гіпотези поки що важко. Крім Сонячної системи, астрономам лише нещодавно вдалося виявити планетні системи біля інших зір. Дані спостережень допоможуть остаточно сформулювати теорію походження планетних систем, зокрема Сонячної.

За фізичними характеристиками планети поділяють на дві групи:



  • планети земної групи (Меркурій, Венера, Земля, Марс);

  • планети-гіганти (Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун).




Рис. Планети сонячної системи та їх розміри

Усі планети земної групи мають тверду поверхню і велику середню густину. Вони відносно повільно обертаються навколо своєї осі й мають мало (або не мають узагалі) супутників. Для планет-гігантів характерними є значні розміри та швидке осьове обертання. У них нема твердої поверхні, але є багато природних супутників та кільця. Планети земної групи складаються в основному з важких хімічних елементів (Fe, Si, О), а планети-гіганти — переважно з легких (Н та Не).

Усі великі планети Сонячної системи оточені атмосферою - шаром газів, що утримується біля поверхні планет їх гравітацією. Розмірами, масою та розташуванням планети визначається густина та склад її атмосфери. У Меркурія, наприклад, вона надзвичайно розріджена, а в Юпітера дуже густа. У складі атмосфер планет-гігантів переважають водень, гелій, аміак, метан. Це зумовлено тим, що при утворенні Сонячної системи з газопилової хмари важкі елементи залишилися біля Сонця, а водень і гелій перемістилися на периферію. Результатом життєдіяльності земної флори є значний уміст кисню в атмосфері нашої планети. В газових оболонках інших планет кисню дуже мало.

Атмосфера відіграє важливу роль у тепловому балансі планети. Наприклад, водяна пара та вуглекислий газ земної атмосфери дуже сильно поглинають теплове проміння, захищаючи поверхню планети від охолодження. Іншими словами, атмосфера створює парниковий ефект, підвищуючи середню температуру на Землі на 30-40°С. Атмосфера Венери значно щільніша за Земну і складається переважно з вуглекислого газу (96%). Це дуже підсилює парниковий ефект на цій планеті.

Земля — третя від Сонця і п'ята за величиною планета Сонячної системи. За сучасними космогонічними уявленнями, її вік становить близько 4,6 млрд років. Земля рухається навколо Сонця по еліптичній орбіті, середній радіус якої 149,6 млн км. Планета також здійснює осьове обертання, результатом якого є її стиск (екваторіальний радіус Землі на 21,38 км більший за полярний). Тому форма Землі, хоч і дуже близька до кулястої, не є такою. Поверхня нашої планети має форму геоїда. Відомо, що прискорення вільного падіння на різних широтах різне — від 9,78 м/с на екваторі до 9,83 м/с на полюсах.



Рис. Планета Земля
Земля — єдина планета Сонячної системи, яка має гідросферу (на якій вода існує в рідкому стані). 70,8% поверхні нашої планети (361 млн. км.) покриті водою. Середня глибина Світового океану дорівнює 3900 км. Величезна кількість води, питома теплоємкість якої висока, запобігає різким добовим та сезонним перепадам температури на планеті. Світовий океан є колискою життя на Землі.

149 млн. км. (29,2% поверхні Землі) займає суходіл. На Землі є 6 материків і значна кількість островів. Євразія — найбільший материк (37% суходолу), Австралія — найменший. Домінуючим видом рельєфу материків є рівнини. Гори, а особливо високі, займають незначну частину поверхні планети. Материк Антарктида повністю вкритий льодовиком. У льодовику сконцентрована більша частина прісної води Землі. Якби лід повністю розтанув, рівень Світового океану піднявся б на 60 м.

Земна поверхня відносно молода. Протягом останніх 500 млн. років (за астрономічними мірками - це мало) ерозія і тектонічні процеси зруйнували майже всі сліди ранньої геологічної поверхні (зокрема, метеоритні кратери).

Безпосереднє вивчення надр планети неможливе, бо навіть найглибші свердловини завглибшки близько 15 км, що в 425 разів менші за радіус Землі. Джерелом інформації про внутрішню будову планети є сейсмологія — наука про поширення пружних хвиль у Землі. Використовуючи сейсмічні методи, а також вивчаючи вулканічні викиди, вдалося зазирнути у глибини нашої пла­нети. Встановлено, що Земля має шарувату будову і складається з ядра, мантії та літосфери.

Тверду оболонку Землі називають літосферою (від грецького літос - камінь), або корою. Товщина земної кори неоднакова: під материками вона становить 35-65 км, а під океанічним дном - 6-8 км. Верхній шар земної кори складається переважно з оксидів кремнію, алюмінію, заліза та лужних металів. Середній шар кори гранітний, а нижній сформований із базальтів. Під океанами гранітного прошарку у корі нема. Літосфера складається з 8 величезних літосферних плит, які дуже повільно переміщуються. Найбільша — Тихоокеанська плита — рухається найшвидше — 9,3 см/рік. Межі плит є областями підвищеної сейсмічної та вулканічної активності.



Рис. Будова Землі

Під корою залягає мантія. Вона складається з базальтів і силікатів, які перебувають у розплавленому, але дуже в'язкому стані. Межа між корою і мантією, на якій різко зростає густина називається поверхнею Мохоровичича (А. Мохоровичич (1857-1936) — югославський учений). На глибині 120-250 км під материками та 60-400 км під океанами розташований шар мантії, який називають астеносферою (від грецького астенес — слабкий). Речовина астеносфери, як і усієї мантії, близька до плавлення, але в'язкість її низька. Літосферні плити ніби плавають в астеносфері.

На глибині 2900 км виявлений різкий стрибок густини речовини від 5560

кг/м3 до 10100 кг/м3. Тут починається зовнішнє ядро. Його речовина електропровідна, дуже розжарена і перебуває під величезним тиском у стані дуже в'язкої рідини. Всередині зовнішнього ядра розташоване тверде внут­рішнє ядро. Його радіус приблизно 1250 км. Ядро, імовірно, складається в основному із заліза та нікелю.

Буруючи свердловини, вчені виявили що в корі на глибині 10 км температура сягає 180°С. Із глибиною температура, тиск та густина речовини зростають. У центрі ядра температура досягає 9000°С (вища, ніж на поверхні Сонця), густина понад 15000 кг/м3, а тиск у 3,5 млн разу більший за нормальний атмосферний.

Переважна частина маси Землі зосереджена в мантії та ядрі. На літосферу, гідросферу та атмосферу разом припадає менше ніж 0,5% земної маси.

Основними хімічними елементами, з яких складається наша планета, є Fe, О, Si і Mg. Усі вони важкі, тому Земля має найбільшу середню густину в Сонячній системі — 5517 кг/м3, що приблизно дорівнює густині мантії. Середня густина земної кори удвічі менша - 2700 кг/м3, а ядро, відповідно, більш щільне.

Земля оточена атмосферою, 78% маси якої складає азот, 21% кисень, а вміст решти газів малий. Вуглекислого газу в атмосфері зараз 0,03%, але він відіграє дуже важливу роль, підтримуючи парниковий ефект. Досліджуючи газ, ізольований у порожнинах древніх гірських порід, учені дійшли висновку, що земна атмосфера зазнала значних змін у процесі еволюції. Зокрема, 3,5 млрд років тому в атмосфері було близько 60% вуглекислого газу, близько 40% сполук сірки і зовсім мало аміаку, азоту та інертних газів.

Протягом перших 4 млрд. років існування Землі вільного кисню в її атмосфері не було. В геологічних пластах знайдені речовини відповідного віку, які легко окиснюються, але не окиснені. Значна кількість кисню в атмосфері нашої планети зараз зумовлена життєдіяльністю рослинного світу протягом останніх 400 млн. років.


Рис. Будова атмосфери
Розрізняють кілька шарів атмосфери Землі. Найнижчий шар називають тропосферою. Тут зосереджено понад 80% усієї маси повітряної оболонки Землі. На висоті 12-15 км тропосфера межує зі стратосферою. Температура газу там -55°С, а тиск усього 0,026 атм. У стратосфері на висоті 20-30 км над поверхнею планети є шар озону (О3). Озон поглинає шкідливе короткохвильове < 3·10-7 м) випромінювання Сонця. Результатом недбайливої діяльності людини є інтенсивне руйнування озонового шару. Верхні шари атмосфери, іонізовані сонячним промінням, називаються іоносферою. Сліди атмосфери простежуються до висоти майже 2000 км.

Навколо Землі існує магнітне поле. Електропровідна речовина зовнішнього ядра безперервно рухається. Потоки плазми у надрах планети і є тими струмами, навколо яких виникає земне магнітне поле. Його полюси з часом зміщуються. Простір навколо планети, у якому проявляється дія її магнітного поля, називають магнітосферою. З космічного простору у магнітосферу потрапляє значна кількість заряджених частинок (протонів, електронів, α-частинок). Рухаючись по спіралях уздовж магнітних ліній поля, частинки утворюють радіаційний пояс. Залежно від енергії, частинки проникають на різну глибину магнітосфери, утворюючи в радіаційному поясі три зони (три максимуми). Біля магнітних полюсів Землі частинки радіаційного поясу потрапляють в іоносферу і бомбардують молекули повітря, унаслідок чого ті випромінюють світло. Так виникає полярне сяйво. Це мальовниче оптичне явище відбувається на висотах від 80-100 до 400 км, а іноді до 1000-1100 км. Потік частинок із Сонця (сонячний вітер) дуже впливає на форму магнітосфери, значно викривляючи її. Під час сонячної активності у простір викидається значна кількість заряджених частинок із високими енергіями. Раптове посилення сонячного вітру спричиняє збурення магнітного поля Землі. Виникають так звані магнітні бурі, під час яких погіршується радіорелейний зв'язок.



4.2 Місяць. Планети земної групи
Місяць — єдиний природний супутник нашої планети. Це холодне кулясте тіло, що має тверду поверхню і обертається навколо Землі по орбіті, середній радіус якої становить 384 400 км (≈ 60 радіусів Землі).

Вік Місяця вважають близьким до 4,6 млрд років, тобто до віку Землі. Про походження супутника одностайної думки в учених нема. Зважаючи на розміри і склад Місяця, його іноді відносять до планет земної групи (радіус Місяця становить 71% радіуса Меркурія), а систему Земля — Місяць розглядають, як подвійну планету. Місяць не має атмосфери. Доба на Місяці дорівнює 29,53 земним добам, тобто близько 14,8 діб триває місячний день і стільки ж— ніч. Удень поверхня Місяця нагрівається до +130°С, а вночі охолоджується до -170°С. Зрозуміло, що за таких умов вода в рідкому стані на супутнику існувати не може. Унаслідок того, що періоди обертання Місяця навколо осі та навколо Землі рівні, супутник завжди повернутий до нашої планети одним і тим же боком. Але використовуючи особливості руху Місяця, земні спостерігачі мають можливість побачити до 60% усієї поверхні супутника.

На думку вчених, Місяць, як і Земля, складається з кори, мантії та ядра. Середня товщина кори 68 км, хоча є райони, де її немає взагалі (море Криз), а місцями вона дуже товста (107 км під кратером Корольова). Вважають, що мантія Місяця, на відміну від земної, лише частково розплавлена. Ядро супутника тверде, складається із силікатів і має температуру до 1500°С. Центр мас Місяця зміщений у напрямку до Землі приблизно на 2 км відносно геометричного центра.

Місяць не має магнітного поля. Проте деякі гірські породи на поверхні супутника проявляють залишковий магнетизм, що, імовірно, є доказом існування магнітного поля Місяця в його ранній історії.

Вся поверхня супутника густо вкрита кратерами вулканічного або метеоритного походження. Розміри кратерів різноманітні — від 1 км до 250 км. Великі кратери оточені валами (кільцевими горами), мають рівне дно, посередині якого іноді височить центральна гірка. Такі кратери називають місячними цирками. Їхнє плоске дно — це затверділа лава, яка вилилася внаслідок метеоритного удару.

Рельєф невидимої із Землі півкулі Місяця відрізняється від рельєфу видимої. Зворотний бік супутника сильніше кратерований, на ньому обмаль рівнинних ділянок.




Рис. Місяць
Поверхню Місяця поділяють на два типи:

  • материк — древня гориста місцевість з великою кількістю вулканів;

  • моря — відносно молоді темні низовинні рівнини.

Материк укритий окремими горами і гірськими хребтами заввишки близько 8 км. Часто гірські хребти розташовані на межі морів. На поверхні Місяця багато плоскогір'їв та широких і вузьких тріщин у корі завдовжки десятки і сотні кілометрів.

У морях на Місяці, на відміну від Землі, немає жодної краплини води. Місячні моря є результатом заповнення лавою величезних кратерів, утворених при падінні метеоритів. Поверхня місячних морів приблизно на 4 км нижча від середнього рівня місячної поверхні. Моря займають 16% усієї поверхні супутника, переважна їх більшість сконцентрована у північній частині видимої половини Місяця (моря займають 40% видимого боку Місяця і 7% зворотного). Моря мають протяжність від 200 км до 1100 км і називаються Морем Спокою, Морем Дощів, Морем Хмар, Морем Ясності, Морем Криз (або Морем Небезпеки) тощо. Найбільша низовина протяжністю понад 2000 км називається Океаном Бур. На зворотному боці Місяця є Море Моск­ви, Море Мрії, Море Східне.

Переважна частина поверхні Місяця вкрита шаром сірого уламкового матеріалу — реголіту — завтовшки від 4 м до 12 м. Теплопровідність пухко­го реголіту надзвичайно мала, тому значні коливання температури на повер­хні майже не передаються вглиб.

Місяць відомий людям споконвіку. Навіть розглядаючи його неозброє­ним оком, удається побачити найпомітніші елементи рельєфу. Телескопічні спостереження поверхні Місяця вперше здійснив Г. Галілей. Найінтенсивніші дослідження супутника проводяться з 60-х років XX століття. 7 жовтня 1959 року радянська автоматична міжпланетна станція «Луна-3», облетівши Місяць, уперше сфотографувала його зворотну півкулю. Після цього і були створені перші карти зворотного боку Місяця та його повний глобус. З лютого 1966 року вперше на місячну поверхню в Океан Бур здійснила по­садку радянська автоматична станція «Луна-9». Протягом двох діб цей апарат передавав зображення місячного ландшафту. 21 липня 1969 року в Море Спокою здійснила посадку кабіна «Ігл» («Орел») американського космічного корабля «Аполлон-11», і перші земляни — астронавти Ніл Армстронг та Едвін Олдрін — ступили на поверхню Місяця. Вони встановили на супутнику кілька наукових приладів, зібрали зразки місячних порід і повернулися на ко­рабель, де їх чекав астронавт Майкл Колліш. 24 липня «Аполлон-11» повер­нувся на Землю. До грудня 1972 року ще 5 американських експедицій літали на Місяць. Загалом на супутнику побувало 12 людей.

Гравітаційні сили між Землею і Місяцем створюють таке цікаве явище, як морські припливи та відпливи.Що більша відстань, то слабше притягання. Якби Земля була рівномірно вкрита водою то утворилися б два припливних горби: більший — на підмісячному боці Землі й менший — на зворотному.

Реально ж вода в океані піднімається на 1-2 м. Рівень суходолу підніма­ється значно менше. Унаслідок обертання Землі навколо своєї осі припливні горби рухаються поверхнею планети за Місяцем зі сходу на захід. Амплітуда морських припливів залежить від рельєфу дна, характеру берегової лінії та інших чинників. Найвищі припливи спостерігаються в затоці Фанді, що в Ка­наді, їхня максимальна висота 16,6 м. Енергію високих припливів використо­вують, будуючи припливні електростанції.

Розповідь про планети земної групи розпочнемо з Меркурія — дуже схожої на Місяць планети. З усіх планет він рухається найближче до Сонця. Планета, маючи малі видимі розміри та перебуваючи на небесній сфері поблизу Сонця, тривалий час залишалася маловивченою. У давнину греки спостерігали її ввечері та вранці і вважали, що це два різні світила і називали відповідно Гермес (теж, що і Меркурій) та Аполлон.


Рис. Планета Меркурій
Меркурій, як і всі інші планети, обертається навколо Сонця та навколо своєї осі, яка майже перпендикулярна до площини його орбіти. Повний оберт навколо Сонця Меркурій робить за 87,97 діб, а навколо своєї осі за 58,65 діб. Сонячна доба на Меркурії триває 176 земних діб, тобто 2 меркуріанських роки.

Меркурій своєю гравітацією захоплює частинки сонячного вітру; ті, побувавши біля планети, в середньому через 200 діб змінюються іншими. Так утворюється дуже розріджена меркуріанська атмосфера. її густина біля поверхні така ж, як густина земної на висоті =700 км. Основним компонентом газової оболонки Меркурія є гелій, водню менше, а домішки аргону, неону та інших газів мізерні. Незначна атмосфера не може захистити планету від метеоритного бомбардування і тому поверхня Меркурія густо вкрита кратера­ми. Діаметр найбільшого кратера 625 км. Характерними елементами меркуріанського рельєфу є долини, розломи й ескарпи (від італ. scarpa — укіс) — круті уступи, протяжністю до 1000 км і заввишки близько 2-3 км. Гірські хребти на Меркурії мають вершини чотирикілометрової висоти.

Температура освітленої поверхні планети може досягати +480°С, а опівночі опускатися до -180°С.

У Меркурія виявлене магнітне поле — у 150 разів слабше за земне. Його існування, а також доволі висока середня густина планети вказують на те, що Меркурій має велике залізо-нікелеве ядро діаметром понад 3600 км (75% діаметра планети), у якому сконцентровано ≈ 80% маси планети.

Американська автоматична міжпланетна станція «Марінер-10» у 1974-1975 роках тричі наближалася до Меркурія. Понад 10000 фотографій, зроблених із висоти від 233000 км до 7340 км та інші дослідження, проведені цим космічним апаратом, допомогли відкрити землянам таємничий та суворий світ найближчої до Сонця планети.

Через великий перепад температури та відсутність води в рідкому стані життя на Меркурії існувати не може.

Про Венеру людство знає з давніх-давен, адже це третє за яскравістю світило на небесній сфері (після Сонця та Місяця). Раніше, щоправда, вважали, що це дві різні зорі, і як і у випадку з Меркурієм, Венеру називали відповідно «вранішню зорею» та «вечірньою зорею». Венера — друга від Сонця і найближча до Землі планета Сонячної системи. Повний оберт навколо Сонця вона робить за 225 діб. Навколо своєї осі, яка майже перпендикулярна до площини орбіти, Венера обертається надзвичайно повільно та ще й у зворотному напрямі. Сонячна доба на планеті триває 117 земних діб, тобто майже два земних місяці там день і стільки ж ніч.



Рис. Планета Венера
Венера не надто менша за Землю, має схожий хімічний склад та, імовірно, подібну будову. Обидві планети окутані потужними повітряними оболонками і мають майже однакові середні густини. Проте фізичні умови на планеті-сусідці дуже відрізняються від земних.

Венеріанська атмосфера складається переважно з вуглекислого газу (96%), який створює сильний парниковий ефект. Унаслідок цього нижні шари атмосфери та поверхня Венери розжарені до температури +480°С (олово та свинець за такої температури розплавлені). Біля поверхні Венери атмосферний тиск досягає 90 атм. На висоті 30 км над поверхнею планети починається хмаровий шар завтовшки близько 60 км, який приховує від нас поверхню Венери, заважаючи проводити оптичні спостереження. Хмари складаються з дуже дрібних крапель концентрованих НС1 та Н25O4. Вони є причиною того, що небо на Венері не блакитне, як у нас, а оранжеве. В атмосфері планети постійно дмуть вітри, швидкість яких із висотою збільшується, досягаючи значення 100 м/с на позначці 50 км.

Рельєф венеріанської поверхні вивчають радіолокаційним методом із Землі та з космічних апаратів. Поверхня планети переважно рівнинна. Посеред рівнин піднімаються невисокі гори та гірські хребти. Гірські райони займають 10% поверхні. Найбільші з них — Земля Іштар та Земля Афродіти — сумірні з Австралією та Африкою відповідно. Найвищий гірський масив Максвелл досягає восьмикілометрової висоти, а найвища гора в ньому сягає 12 км. Низовини займають 27% поверхні Венери. Атлантида — одна з найбільших низовин — простягається на 2500 км, маючи глибину до 2 км. На поверхні Венери є чимало кільцеподібних кратерів, як вулканічного, так і метеоритного походження. Діаметр цих утворень найчастіше від 30 км до 160 км, а іноді й більший. Уступи та розломи також притаманні венеріанському рельєфу. Поблизу екватора виявлений величезний розлом до 1400 км завдовжки, 150 км завширшки, близько 2 км завглибшки. Він є свідченням колишньої тектонічної активності, яка спричиняла зсуви в корі, горотворчі процеси та виверження вулканів.

Першим космічним кораблем, який у 1962 році наблизився до Венери, був. американський «Марінер-2». Згодом інші космічні апарати досліджували планету (на сьогодні їх понад 20). Радянська міжпланетна станція «Венера-7» уперше здійснила посадку на Венеру, а «Венера-9» — зробила перші фото­графії венеріанської поверхні.

Найвіддаленішою від Сонця планетою земної групи є Марс. Він, як і Венера, — сусід Землі, але його орбіта зовні земної. Кожні 15 років відбува­ються великі протистояння Марса — найсприятливіші для спостережень розміщення планет, адже відстань між ними мінімальна. Проводячи телескопічні дослідження, задовго до космічних польотів вдалося добре вивчити рух Марса та його поверхню.


Рис. Планета Марс та його поверхня
Діаметр Марса приблизно вдвічі, а маса в 9 разів менші за земні. Марсіанський рік триває 687 земних діб, а сонячна доба на планеті приблизно на 40 хв довша від доби на Землі. Нахил осі обертання Марса дорівнює 24°56' (у Землі 23°26') — це означає, що, як і на Землі, там відбуваються зміни пір року.

Середньорічна температура поверхні Марса -70°С, хоча вдень поблизу екватора вона сягає +25°С, а під ранок знижується до -90°С. Біля полюсів узимку температура стає -120°С, тому навколополярні області планети вкриті товстим шаром замерзлої води та вуглекислого газу. Розміри полярних шапок протягом року змінюються — влітку вони значно зменшуються, а північна полярна шапка іноді взагалі зникає.

Марс оточує атмосфера, за складом схожа на венеріанську (95,3% вуглекислого газу), але не така густа. Атмосферний тиск навіть у найглибших упадинах становить усього 0,01 атм. В атмосфері завжди є хмари, багато пилу та кришталики криги. Марсіанське небо має рожевий відтінок. У марсіанській атмосфері іноді виникають дуже сильні вітри (до 50 м/с). Вони спричиняють потужні пилові бурі, які піднімаються на висоту до 20 км і тривають кілька місяців.

У марсіанському грунті багато оксидів кремнію, фосфору, кальцію і, особливо, заліза. Саме іржа надає планеті червонуватого кольору.

Поверхня Марса загалом рівнинна, вкрита кратерами. На фотознімках, зроблених космічними апаратами, чітко видно розломи в корі, глибокі ущелини, рівчаки, меандри — русла колишніх річок. Італійський учений Дж. Скіапареллі (1835-1910), розглядаючи поверхню Марса в телескоп, помилково припустив, що побачена ним мережа тонких ліній є системою каналів, які постачали водою засушливі приекваторіальні райони планети. Насправді ж це велетенські каньйони та інші деталі рельєфу, які не мають нічо­го спільного зі штучно спорудженими водоносними каналами.

Найвеличнішим елементом поверхні Марса, поза сумнівом, є згаслий вулкан Олімп. Він, разом із трьома іншими велетенськими горами заввишки понад 19 км висоти, розташований на вулканічному плато Фарсіда. Діаметр підніжжя Олімпу близько 600 км, висота гори 27,4 км, а на вершині велетенський кратер розмірами 65x80 км. Олімп — найвища гора Сонячної системи.

З 1965 року Марс досліджують за допомогою радянських («Марси») й американських («Марінери» та «Вікінги») космічних апаратів. У травні 1974 року від «Марса-6» відділився блок і, здійснивши м'яку посадку на Марс, уперше в історії людства вивів на поверхню червоної планети наукові прилади для її вивчення.

Дослідження Марса космічними апаратами, зокрема найсучасніші, дають негативну відповідь на питання про життя на цій планеті.

Марс має два природні супутники з відповідними для бога війни назвами - Фобос (страх) та Деймос (жах). Обидва — невеликі тіла неправильної форми. Розміри Фобоса 28 х 20 х 18 км, Деймоса — 16x12x10 км. Обидва супутники густо вкриті кратерами ударного походження. На Фобосі є доволі великий кратер Стікні діаметром 10 км. Відкриті супутники американцем А. Холлом (1829-1907) у серпні 1877 року.
4.3 Планети-гіганти
Найбільшою планетою Сонячної системи є Юпітер. Його радіус в 11 разів більший за земний, а маса майже в 2,5 разу переважає суму мас інших планет. Незважаючи на розміри, цей велетень обертається навколо своєї осі найшвидше з усіх планет. Це є причиною значного стиску Юпітера біля полюсів — його екваторіальний радіус на 7% (на 4500 км) більший за полярний. Обертання Юпітера має зональний характер. Екваторіальний пояс повний оберт здійснює за 9 год 50,5 хв, помірний — на 5,2 хв повільніше. На білому диску планети чітко виділяються світлі та темні смуги, паралельні до екватора. Юпітер не має твердої поверхні. Він майже весь є рідким тілом, лише в центрі міститься надщільне ядро діаметром до 10000 км. Зовнішня воднево-гелієва оболонка Юпітера - це доволі густа атмосфера. Температура її верхніх шарів -130°С, а тиск 1 атм. Із глибиною ці параметри, як і густина, значно зростають. На глибині 24000 км, де тиск 3 млн атм і температура 11000°С, водень переходить у рідку фазу і стає електропровідним. У центрі ядра планети тиск складає 80 млн атм, а температура 30 000°С.

74% маси Юпітера становить водень, 20% - гелій і 6% - важкі елементи, які містяться в надрах планети. За хімічним складом Юпітер дуже схожий на Сонце, і його часто називають несформованою зорею.




Рис. Планета Юпітер
Якщо враховувати площу і відбиваючу здатність поверхні Юпітера, інтенсивність випромінювання Сонця та відстань між ними, температура на рівні хмар планети, за розрахунками, мала б бути на 17°С нижчою, ніж зареєстрована. Додаткове тепло надходить із надр планети. Виділення енергії відбувається внаслідок гравітаційного стискання і свідчить про те, що формування Юпітера ще триває.

Однією з найвиразніших деталей на поверхні Юпітера є Велика Червона Пляма, про яку відомо із другої половини XVII століття. Це овальне утворення має розміри 15x30 тис. км. Рухається Велика Червона Пляма повільніше, ніж обертається зона, у якій вона знаходиться. Велика Червона Пляма — потужний антициклон, що обертається проти годинникової стрілки з періодом 6 земних діб. Час існування вихору в такій густій атмосфері, як юпітеріанська, може сягати 10006 років. На поверхні Юпітера помічені й інші схожі, але менші новоутворення такої ж природи, зокрема Біля Пляма.

Юпітер має потужне магнітне поле (у 50 разів сильніше за земне), складну систему радіаційних поясів і є сильним джерелом радіовипромінювання.

У 1979 році американський космічний апарат «Вояджер-1» сфотографував кільце Юпітера. Зовнішній радіус кільця 126 000 км. Воно дуже тонке і повернуте до Землі ребром, тому і непомітне. Кільце складається з пилу та невеликих брил діаметром до 1 м. Існування кільця Юпітера у 50-х роках XX століття передбачив професор Київського університету С. К. Всехсвятський. Навколо Юпітера, за сучасними даними, обертається 28 супутників Іо, Ганімед, Каллісто та Європа — найбільші, мають кулясту форму і відкриті у 1610 році Галілео Галілеєм. їх часто називають галілеєвими супутниками Вони обертаються майже в площині екватора планети і повернуті до неї завжди одним боком, як і Місяць до Землі. Ганімед — найбільший супутник у Сонячній системі, він більший навіть за Меркурій. Іо — єдиний у Сонячній системі вулканічно-активний супутник, на ньому виявлено 7 діючих вулканів, які викидають гази і пил на висоту до 300 км. У Ганімеда та Каллісто виявлені атмосфери. Усі інші супутники, крім чотирьох згаданих, мають неправильну форму і розміри від 10 до 280 км. Більшість їх відкрита нещодавно.

Сатурн — друга за величиною і шоста від Сонця планета Сонячної системи. Ця планета-гігант дуже схожа на Юпітер. її швидке обертання навколо осі теж має зональний характер, а невелика середня густина (найменша в Сонячній системі) свідчить про воднево-гелієвий склад. Швидке осьове обертання є причиною значного стиску Сатурна — екваторіальний радіус на 10% більший за полярний.


Рис. Планета Сатурн
Від Сонця поверхня Сатурна отримує в 92 рази менше енергії, ніж поверхня Землі до того ж, 45% цієї енергії він відбиває. Температура його верхніх шарів мала б бути нижчою за зареєстровані -170°С. Як і в Юпітера, тепло надходить із надр Сатурна. У 70-х роках минулого століття планету досліджували американські апарати «Піонер», а в 1980-1981 році повз неї пролітали «Вояджер-1» та «Вояджер-2».

Сатурн має магнітне поле і є джерелом радіовипромінювання.

У 1656 році голландський фізик X. Гюйгенс (1629-1695) відкрив кільце Сатурна, і відтоді воно стало «візитною карткою» планети. У невеликі телескопи видно два кільця, які розділені темним проміжком — щілиною Кассіні (її виявив у 1675 році французький астроном Д. Кассіні (1625-1712)). Пізніше було встановлено складну структуру сатурнового кільця. Воно складається з величезної кількості кілець-орбіт, по яких рухаються мільярди твердих частинок розмірами від кількох сантиметрів до 10-15 м. Матеріал кілець — водяний лід — добре відбиває світло, тому їх добре видно. Кільця Сатурна лежать у площині екватора планети, а обертання частинок у кільцях відбувається згідно із III законом Кеплера. Ширина кілець Сатурна 65000 км, а товщина менша ніж 1 км. При русі змінюється взаємне розташування Землі та Сатурна, а, отже, і видимість кілець. Через кожні 14,7 років вони повернуті до нашої планети ребром і тому непомітні. Чергове «зникнення» кілець відбудеть­ся у 2009 році.

На даний час відомо, що Сатурн має 30 супутників. Більшість із них - відносно невеликі тверді тіла неправильної форми, густо вкриті кратерами. Проте найбільший супутник - Титан - у Сонячній системі поступається лише Ганімеду, але теж більший за Меркурій. Титан має потужну азотно-метанову атмосферу.

У 1781 році англійський астроном В. Гершель (1738-1822) відкрив сьому планету Сонячної планети. Спочатку вчений вирішив, що це комета. Виявляється, планету спостерігали і раніше, вважаючи її звичайною зіркою.

У 1690 році Д. Флемстід вніс її до каталогу як одну із зір сузір'я Тельця. Гершель назвав планету на честь короля Англії Оеогішп Зісіив (Планета Георга), інші назвали її планетою Гершеля. Лише з 1850 року, за традицією на­зивати планети іменами грецьких богів, небесне тіло має сучасну назву — Уран.

У 1986 році за 81500 км від Урана пролетів «Вояджер-2». Тисячі фотографій та інша інформація, передана космічним апаратом, значно збагатила знання землян про віддалену планету.

Уран учетверо більший за Землю. Вісь планети лежить майже в площині орбіти, до того ж, Уран, як і Венера, обертається у зворотному напрямі (зі сходу на захід). Вважають, що таке аномальне для Сонячної системи обертання спричинене зіткненням цих планет із великими космічними тілами на ранніх стадіях еволюції.

Припускають, що 50% маси Урана становить водяний лід, 40% - кам'яні породи, а 10% водень та інші гази.

Атмосфера Урана має інший склад (50% молекулярного водню, 15% гелію, 20% метану, 5% аміаку). Температура хмарового покриву (-215°С) на 10-15°С вища за теоретично обчислену — це, імовірно, є підтвердженням внутрішніх джерел енергії планети. В атмосфері планети дмуть сильні вітри, їх швидкість сягає 160 м/с.

Як і інші планети-гіганти, Уран має кільця, які виявили у 1977 році. Усі кільця доволі вузькі і лише зовнішнє має ширину близько 96 км. Кільця складаються з різних за розмірами елементів — від пилинок до брил, діаметром 10 м. Два невеликих супутники — Корделія та Офелія — рухаються всередині зовнішнього кільця. Загалом же Уран має 17 відомих супутників.



Рис. Планета Уран з супутниками
Уже перші спостереження за Ураном засвідчили, що він рухається не так як мав би під дією гравітації Сонця та інших відомих планет. Причиною неправильностей могло бути невідоме масивне небесне тіло. Припустивши, що це планета, орбіта якої зовні уранової, вчені взялися обчислити її положення на небі. Із завданням упоралися французький астроном У. Левер'є (1811-1877) та англійський астроном Дж. Адамс (1819-1892). Вони розрахували елементи орбіти невідомої планети та її масу.

23 серпня 1846 року німецький астроном Й. Галле, за даними Левер'є, виявив планету. Так відкрили Нептун. Ця подія є дивовижним досягненням небесної механіки, яке мало величезне значення для природознавства.




Рис. Планета Нептун з супутниками
За фізичними властивостями Нептун дуже схожий на Уран. Період обе­ртання Нептуна навколо Сонця майже 165 років, тобто з часу відкриття планета ще не зробила повний оберт по своїй майже коловій орбіті (ексцентриситет 0,009).

Нептун має воднево-гелієву атмосферу (84% — водень, 15% — гелій, 1% — метан), блакитний колір якої, як і в Урана, визначається поглинанням червоного світла метаном.

У Нептуна найвища середня густина з усіх гігантів. Вважають, що 70% маси планети зосереджена у товстій льодовій мантії. Нептун, імовірно, володіє найбільшим запасом води (у вигляді льоду) в Сонячній системі.

Нептун має сильне магнітне поле.

У серпні 1989 року «Вояджер-2» пролетів поблизу Нептуна. З 1994 року дуже успішні спостереження за планетою проводяться за допомогою телескопа імені Габбла, який перебуває на навколоземній орбіті.

Найвідомішою деталлю на диску Нептуна є Велика Темна Пляма. За розмірами вона удвічі менша за Велику Червону Пляму Юпітера. «Вояджер-2» зафіксував також меншу темну пляму. Найімовірніше, обидві плями - вихори. Атмосфера Нептуна доволі мінлива, адже у ній дмуть найшвидші вітри у Сонячній системі (до 600 м/с).

Кільця Нептуна виявлені у 1981 році тим же способом, що й уранові. Цікаво, що кільця мають власні назви, які увіковічують відкривачів планети (є кільце Адамс, Левер'є, Галле, Араго).

Раніше вважалося, що Плутон найвіддаленіша від Сонця, дев'ята велика планета, але 26-а генеральна асамблея Міжнародного астрономічного союзу, яка пройшла в Празі 24 серпня 2006 року, викреслила Плутон зі списку планет. Плутон відкрив у 1930 році американський астроном Клайд Томбо (1906-1997). Навколо Сонця Плутон робить оберт за 248 років. Орбіта планети дуже нахилена до площини екліптики (17°). Ще однією особливістю еліптичної траєкторії Плутона є її великий ексцентриситет (0,247). У перигелії Плутон ближчий до Сонця, ніж Нептун.

Навколо своєї осі планета обертається у зворотному напрямі з періодом 6 діб 9,4 год. Плутон — найменша та найлегша планета Сонячної системи (він навіть менший та легший за Місяць).



Рис. Мала планета Плутон
Про фізичні умови на Плутоні відомо дуже мало. Планета, імовірно, вкрита льодом із метану. Температура на її поверхні -260°С.

У 1978 році американський астроном Дж. Крісті відкрив у Плутона супутник - Харон. Він обертається навколо планети у площині її екватора з періодом її осьового обертання. Це означає, що Плутон і Харон завжди повернуті один до одного тими ж півкулями і супутник завжди перебуває в зеніті точки на екваторі планети. Відстань між Хароном і Плутоном 19640 км, тобто система цих тіл із запасом помістилася б у такій планеті, як Уран. Радіус Харона всього удвічі менший за радіус Плутона, а маса менша всемеро, тому систему Плутон-Харон називають подвійною планетою.


Завдання для самоперевірки:

1. Яка з планет не належить до земної групи?

а) Марс; б) Меркурій; в) Плутон; г) Венера.

2. На якій планеті є Велика Червона Пляма?

а) Земля; б) Марс; в) Уран; г) Юпітер.

3. Яка з названих планет має найменше супутників?

а) Марс; б) Сатурн; в) Земля; г) Уран.

4. Хто відкрив планету Уран?

а) Галілей; б) Гершель; в) Ньютон; г) Гюйгенс.

5. На якій із планет розташований вулкан Олімп?

а) Марс; б) Меркурій; в) Земля; г) Венера.

6. Яка з планет розташована між Юпітером і Ураном?

а) Марс; б) Плутон; в) Нептун; г) Сатурн.


  1. Уміст якої речовини в атмосфері спричиняє парниковий ефект?

а) Кисень; б) вуглекислий газ; в) метан; г) етиловий спирт.

  1. Яка із планет не є планетою-гігантом?

а) Марс; б) Уран; в) Нептун; г) Сатурн.

9. Яка планета є найбільшою у Сонячній системі?

а) Сатурн; б) Юпітер; в) Земля; г) Нептун.

10. Який супутник є найбільшим у Сонячній системі?

а) Ганімед; б) Місяць; в) Титан; г) Фобос.

11. Яку особливість має супутник Титан?

а) Має найменшу масу; б) має атмосферу;
в) має озера та річки; г) має свій супутник.

12. Рік відкриття якого супутника невідомий?

а) Фобоса; б) Нереїди; в) Місяця; г) Міранди.

4.4 Малі тіла сонячної системи
У 1766 році німецький фізик та математик Й. Тиціус (1729-1796) запропонував емпіричне правило, згідно з яким наближено визначались відстані від Сонця до планет. Завдяки працям німецького астронома Й. Боде (1747— 1826) ця закономірність стала загальновідомою. Правило Тиціуса — Боде:

Для Меркурія п = -∞, для Венери n = 0, для Землі п = 1 і т.д.

Згідно з правилом Тиціуса - Боде, на відстані 2,8 а. о. від Сонця (для п = 3) мала б рухатися планета. У 1789 році розпочалися інтенсивні пошуки ще однієї планети між Марсом та Юпітером, які швидко увінчалися успіхом. 1 січня 1801 року італійський астроном Дж. Піацці (1746-1826) виявив у телескоп зореподібний об'єкт 7-ї зоряної величини, який рухався сузір'ям Тельця. Орбіта світила виявилася планетною. Піацці назвав відкриту планету Церерою. 28 березня 1802 року німецький астроном та лікар В. Ольберс (1758-1840) виявив ще одну малу планету — Палладу. Ще за п'ять років були відкриті Юнона та Веста. Малий блиск вказував на відносно незначні розміри виявлених об'єктів, їх назвали малими планетами або, за пропозицією Вільяма Гершеля, астероїдами (від грецького aster — зоря, eidos — вигляд).

До 1890 року візуальними методами відкрили близько 320 астероїдів. У 1891 році німецький астроном М. Вольф (1863-1932) запропонував фотографічний метод пошуків: при 2-3 годинній експозиції зображення зір на фотоплівці виходили точковими, а слід рухомого астероїда — невеликою рискою. Відтоді кількість відкритих малих планет різко зростає. Зараз відомо понад 15000 астероїдів, але вчені вважають що в Сонячній системі їх сотні тисяч. Зауважимо, що астрономи Кримської астрофізичної обсерваторії відкрили понад 550 малих планет.

Переважна більшість (98%) малих планет рухається між орбітами Марса та Юпітера, на середніх відстанях від Сонця від 2,06 до 4,30 а. о., утворюючи пояс астероїдів. За однією гіпотезою, ці астероїди — рештки великої планети, що рухалась між Марсом і Юпітером, і була зруйнована чи то гравітацією Юпітера, чи то катастрофічними зіткненнями з великим космічним тілом. Гіпотетична планета навіть отримала назву Фаетон. Все ж переважає думка про неможливість формування великої планети поблизу Юпітера через його при­пливні сили.

Сумарна маса всіх астероїдів, імовірно, не перевищує 0,001 .

Найбільшу масу має Церера — 1,5·1021 кг. Розміри більшості малих планет незначні. Найбільшими є Церера (діаметр до 1000 км), Паллада (610 км), Веста (540 км) і Гігія (450 км). Тільки 14 астероїдів мають розміри понад 250 км. Усі астероїди (можливо, за винятком найбільших) мають неправильну форму, тобто є брилами твердого матеріалу. Усі астероїди слабкіші за 6т, їх видно лише в телескоп. Найяскравішою з малих планет є Веста (6,5т).

Є багато астероїдів, траєкторії яких не лежать між Марсом та Юпітером. Зокрема, унікальну орбіту має Ікар — у перигелії він долітає до Сонця удвічі ближче, ніж Меркурій (нагріваючись до +730°С), а в афелії віддаляється за орбіту Марса. Астероїд Гідальго, навпаки, у перигелії перебуває біля Марса, а в афелії добирається аж за Сатурн.

Жодна з малих планет не має атмосфери, але, виявляється, є астероїди, які мають супутники (американська міжпланетна станція «Галілей» у 1993 році передала зображення малої планети Іди (поперечником 56 км), біля якої обертається супутник — півторакілометрова брила).

1 листопада 1977 року американський астроном Ч. Коуелл виявив асте­роїд Хірон, незвичайний тим, що рухається між Сатурном і Ураном. У 1990-х відкрили ще кілька подібних тіл, що рухаються між орбітами далеких планет. Ці об'єкти назвали «кентаврами». До січня 2000 року було відомо 16 таких астероїдів, 5 із них, досліджені найкраще, отримали назви: Хірон, Фол, Несе, Асбол та Харікло.

30 серпня 1992 року астрономи обсерваторії Мауна-Кі (Гаваї, США) сфотографували малу планету, орбіта якої розташована зовні плутонової. Згодом виявили цілий рій подібних тіл — пояс Койпера. До листопада 2000 року було відомо понад 400 планетоїдів (так ще називають астероїди поясу Койпера) — достатньо великих, укритих метановим льодом, брил. На початку 2001 року перший планетоїд отримав ім'я Варуна. Цей астероїд діаметром понад 1000 км рухається навколо Сонця з періодом 285 років майже в одній площині з Плутоном (нахил орбіти Варуни до екліптики 17,2°). 1 липня 2001 року виявили величезний планетоїд 2001КХ76. За даними Міжнародного астрономічного союзу від 11 серпня 2001 року, КХ76 є найбільшою відкритою малою планетою Сонячної системи. Розміри цього астероїда від 1200 до 1400 км, тобто більше половини діаметра Плутона. Пояс Койпера починається за орбітою Нептуна і простягається на відстань понад 150 а. о. Відкриття величезних планетоїдів поставило під сумнів належність Плутона до великих планет. Деякі вчені схильні називати дев'яту велику планету лише найбільшим астероїдом з поясу Койпера. Дослідження тривають.

Комети (від. грецького kometes — довговолосий) — один із класів малих тіл Сонячної системи. Далеко від Сонця у комет нема атмосфери і вони нічим не відрізняються від астероїдів. При наближенні до Сонця, на відстані близько 11 а. о. у них з'являється газова оболонка неправильної форми — кома. Кому разом з ядром комети називають головою комети. На відстанях 3-4- а. о. від Сонця у комети під дією сонячного вітру утворюється хвіст, який стає добре помітним.





Рис. Комета та пиловий хвіст
Є комети, які не належать Сонячній системі. Вони, рухаючись по параболічній траєкторії, пролітають біля Сонця і зникають у міжзоряному прос­торі. Такі комети називають параболічними.

Комети, що належать Сонячній системі, називають періодичними. Вони рухаються навколо Сонця по еліптичних орбітах із різноманітними ексцентриситетами і нахилами до площини екліптики. Зараз відомо близько 330 таких об'єктів.

На відміну від планет та більшості астероїдів, які мають стабільні еліптичні траєкторії, орбіти більшості комет не є ідеально еліптичними. Гравітація планет, особливо Юпітера і Сатурна, повз які пролітає комета, суттєво змінює її орбіту. Тому реальна траєкторія цих об'єктів у міжпланетному просторі складна, і методи небесної механіки дають можливість встановити тільки середню, наближену орбіту комет.

Залежно від періоду обертання навколо Сонця комети поділяють на дві групи:



  • короткоперіодичні (період менший ніж 200 років);

  • довгоперіодичні (період більший ніж 200 років).

Усі короткоперіодичні комети є членами кометно-планетних сімей. Найбільшу сім'ю має Юпітер — це комети (їх близько 150), у яких афелійна відстань (найбільше віддалення від Сонця) близька до великої півосі орбіти Юпітера (5,2 а. о.). Найвідоміші комети з цієї сім'ї — Енке, Темпеля-2, Понса -Віннеке, Фая та інші. До речі, комети мають такі назви, бо їх прийнято називати за прізвищами вчених, які відкрили чи досліджували ці об'єкти. Зараз відомо близько 20 комет сім'ї Сатурна (Тутля, Неуйміна-1, Ван-Бісбрука, Гейла та інші), кілька об'єктів сім'ї Урана (Креммеліна, Темпеля-Тутля та інші) і приблизно 10 комет сім'ї Нептуна (Галлея, Ольберса, Понса-Брукса тощо).

З усіх відомих комет найменший період має комета Енке — 3,3 роки.

Найяскравішою частиною комети є ядро, яскравість коми зменшується до периферії, а найменшу яскравість має хвіст. Густина коми і хвоста така мала, що крізь них просвічуються зорі.

Маси комет різноманітні — від кількох тонн до 1011-1012 тонн. Майже вся маса комет сконцентрована в ядрах, які складаються з водяного льоду, у який вкраплені замерзлі гази, пил, кам'яні та металеві частинки різних розмірів.

Діаметри ядер невеликі — усього кілька кілометрів, іноді десятків кіло метрів. Наближаючись до Сонця, ядра нагріваються й інтенсивно сублімують. Утворюється кома, розміри якої можуть сягати 200 000 км (у масивних яскравих комет). Довжина хвоста при цьому сягає 150 000 000 км (1 а. о.) Хвіст комети виникає з коми під дією тиску Сонячного світла і сонячного вітру. Форма кометних хвостів залежить від співвідношення сили гравітації Сонця і сили тиску його світла на частини хвоста. Як правило, хвіст комети напрямлений від Сонця.



Рис. Комета пиловий хвіст та газовий хвіст
Іноді комета має аномальний хвіст, напрямлений до Сонця. Він складається з відносно великих частинок, пилинок, на яких відштовхування сонячним світлом та вітром не проявляється. У деяких комет одночасно може бути кілька хвостів.

Після проходження перигелію комети летять від Сонця хвостом уперед. Із віддаленням нагрівання ядра слабшає, інтенсивність виходу пилу і газів спадає, хвіст поступово зменшується і десь за орбітою Юпітера комета стає непомітною.

Яскраві комети з'являються на небі доволі рідко (у середньому раз на 20 років). Слабкі ж об'єкти (до 18т-19т) фіксуються часто — по кілька щороку. Першим досліджував комети англійський астроном Е. Галлей (1656-1742) За порадою І. Ньютона він визначив і опублікував у 1705 році елементи орбіт 24 яскравих комет, які з'являлися від 1337 до 1698 року. Виявивши збіг траєкторій комет 1531, 1607 та 1682 років (яку сам спостерігав), учений дійшов висновку, що у ці роки з'являвся один і той же об'єкт. Галлей передбачив, що ця комета з'явиться знову у 1758 році. І справді, 25 грудня 1758 року Г. Паліч виявив її. Відтоді цю яскраву комету, що обертається навколо Сонця з періодом 78 років, називають кометою Галлея. Востаннє вона наближалася до Сонця 1986 року. Чергове повернення комети Галлея в перигелії відбудеться у листопаді 2061 року.

У 1984 році були запущені радянські автоматичні міжпланетні станції «Вега-1»та «Вега-2» (скорочено від Венера — Галлея). Вони послідовно у 1985 році досягли Венери, скинули в її атмосферу блоки з науковою апаратурою і попрямували до комети Галлея. До цієї комети були послані ще дві космічні станції — японська «Суісей» (з японської «комета») та західноєвропейська «Джотто». Першою до комети Галлея наблизилась «Вега-1», пройшовши на відстані 9 000 км від ядра. Через два тижні «Вега-2» наблизилась на 8 000 км до ядра. Дані про рух радянських станцій дозволили скоректувати траєкторію «Джотто» і цей апарат пройшов через голову комети на відстані 600 км від ядра. Апаратура міжпланетних станцій передала надійні дані про комету Галлея.

Про походження комет є кілька гіпотез. Одна з них, запропонована нідерландським астрономом Я. Оортом (1900-1992), полягає у тому, що на околицях Сонячної системи є хмара комет — так звана хмара Оорта. Вони сформувалися з залишків протопланетної хмари. У хмарі Оорта на відстані 100-150 тис. а. о. від Сонця перебувають сотні мільярдів комет. Унаслідок збурень у русі комети покидають хмару і наближаються до Сонця. Одні, промайнувши раз, назавжди покидають Сонячну систему, а інші під дією гравітації великих планет приєднуються до їхніх кометних сімей і періодично обертаються навколо Сонця.

При кожному наближенні до Сонця комети втрачають частину своєї речовини і з часом руйнуються. Наприклад, підраховано, що у момент проходження перигелію з комети Галлея щосекунди випаровується 45 тонн газу та 5-8 тонн пилу. Зараз маса ядра комети близько 6·1011 тонн. Цієї речовини, ймовірно, вистачить ще на 120 000 років, за які комета зробить приблизно 1600 обертів.

Якщо у ядрі є тверда кам'яна брила, то, втративши льодову оболонку, комета, напевно, стає астероїдом (виявлено кілька астероїдів із траєкторіями, схожими на кометні). Коли комета цілком руйнується, то утворюється рій дрібних частинок, розпорошених уздовж кометної орбіти.

При потраплянні в атмосферу Землі дуже швидкої частинки (11-73 км/с) спостерігається короткочасний спалах — метеор (від грецького meteora - атмосферні і небесні явища). Безхмарної ночі неозброєним оком можна помітити в середньому до 10 метеорів за годину, а радіолокаційними методами за добу реєструють близько 1 млн метеорів.

Переважна більшість метеорних частинок має дуже малу масу (0,01-0,001 г) і руйнується на висотах 80-110 км. Що більша маса і розміри метеорної частинки, то яскравішим є метеорний спалах.


Рис. Метеорний потік
Дуже яскраві метеори (яскравіші - 3т) називаються болідами (від грецького bolidos - метальна зброя). Болід виникає при вторгненні в атмосферу метеорної частинки значної маси (понад 100 г). Болід має яскравий хвіст з іонізованих газів і пилових частинок. Політ боліда часто супроводжується гуркотом, свистом, сюрчанням і закінчується падінням метеорита.

Метеорити - кам'яні або залізні тіла, що падають на Землю з міжпланетного простору. Метеорити є залишками метеорних тіл, що не повністю зруйнувалися в атмосфері при русі, під час якого їхня поверхня нагрівається до 2500-3000°С, плавиться і випаровується. Дрібні частинки руйнуються повністю, а більші, втративши до 90% маси, падають на поверхню Землі. Дотепер у світі зібрано близько 3000 метеоритів масою від кількох грамів до кількох десятків тонн.



Рис. Метеорит
Щороку на поверхню Землі падає близько 500 метеоритів, але в середньому лише 20 із них знаходять. Узагалі більшість метеоритів знайдені випадково. Найбільший залізний метеорит Гоба знайдений у 1920 році на території Намібії (прийнято називати метеорити за назвою населеного пункту, найближчого до місця падіння). Маса цього метеорита 60 тонн, а форма схожа на плиту 3 м х 3м х 3 м.

Наука, яка вивчає хімічний і мінералогічний склад метеоритів, називається метеоритикою. За її даними, метеорити складаються з таких елементів: Fe, Ni, Si, С, Al, Mg, S, Ca, О тощо.

За хімічним складом метеорити поділяють на три групи:


  • кам'яні (їх випадає 92%);

  • залізно-кам'яні (2%);

  • залізні (6%).

Найчастіше метеорити знаходять в Антарктиді та у сухих кам'янистих пустелях Австралії і Намібії. Винятково рідкісним явищем є падіння гігантських метеоритів масою 105-106 тонн. Маючи величезну кінетичну енергію, ці тіла проходять крізь атмосферу і вибухають, вдарившись у Землю. На місці падіння утворюється метеоритний кратер величезних розмірів - астроблема.

Дотепер на Землі виявлено понад 230 великих метеоритних кратерів діаметром до 65 км. Наприклад, діаметр Аризонського метеоритного кратера 1207 м, глибина 174 м, а висота оточуючого валу 40-50 м.

Крім окремих метеорних частинок, навколо Сонця рухаються цілі їх рої. Вони породжені кометами, які руйнуються або вже зруйнувалися. Що старший потік, то більше він розтягнутий по орбіті. Кожен метеорний рій обертається навколо Сонця з періодом, що дорівнює періоду комети, яка його породила. Іноді Земля зустрічається з такими роями. У ці дні кількість метеорів значно зростає, а якщо метеорний рій компактний, то спостерігаються метеорні, або зоряні, дощі. Тоді у невеликій частині неба за хвилину спалахують сотні метеорів і здається, що всі вони вилітають з однієї точки — радіанта. Метеорні потоки називають відповідно до сузір'їв, у яких лежать їхні радіанти. Найпомітнішими потоками є Ліриди (20-24 квітня), Аквариди (1-9 травня), Персеїди (5-18 серпня) (див. рис. 3), Драконіди (10 жовтня), Оріоніди (20-24 жовтня), Леоніди (15-17 листопада), Гемініди (10-16 грудня).

Підраховано, що за добу на Землю випадає близько 100 тонн метеорної речовини.





Поділіться з Вашими друзьями:
1   2   3   4   5

Схожі:

Юрій Васильович Крупа до урок iconСучасних технологій в машинобудуванні (завідувач – к т. н., доцент Юрій Йосипович Тулашвілі)
Віктор Дмитрович Рудь, з 2001 р д г н., професор Ярослав Олександрович Мольчак, з 2005 р к т н., доцент Олег Васильович Заболотний...
Юрій Васильович Крупа до урок iconАвтобіографія яковенко Володимир Васильович
Яковенко Володимир Васильович, народився 26 сепрня 1950 року в м. Жданові Донецької області
Юрій Васильович Крупа до урок iconВарнеке борис Васильович
Варнеке борис Васильович 06. 1874, Москва – 31. 07. 1944, Київ – магістр загальної історії
Юрій Васильович Крупа до урок icon180 років від дня народження Степана Васильовича Руданського (1834–1873) Степан Васильович Руданський
Степан Васильович Руданський (6 січня 834 – травня 1873) — український поет
Юрій Васильович Крупа до урок icon260 років від дня народження василя васильовича капніста василь Васильович капніст
Василь Васильович капніст, визначний український поет, драматург І громадсько-політичний діяч кін. XVIII — поч. XIX ст. Український...
Юрій Васильович Крупа до урок iconАвтобіографія дорошенко Юрій Володимирович
Дорошенко Юрій Володимирович, народився 11 серпня 1976 році у м. Павлодар республіка Казахстан
Юрій Васильович Крупа до урок iconЮрій збанацький (1914-1994)
Стельмах, Натан Рибак. Бували там Олесь Гончар, Михайло Стельмах, Павло Загребельний, Василь Кучер, литовський поет Едуардас Межелайтіс,...
Юрій Васильович Крупа до урок iconУрок №13-14 Тема: Юрій Яновський
Творча біографія митця. Романтичність світовідчуття й стилю в ранній творчості. Роман у новелах “Вершники” як «реабілітаційний двійник»...
Юрій Васильович Крупа до урок iconКапарулін юрій Валерійович
Капарулін юрій Валерійович (01. 08. 1986, м. Дніпропетровськ) – кандидат історичних наук
Юрій Васильович Крупа до урок iconЮрій Борець оун- упа: шляхами лицарів ідеї І чину вічний борець
Юрій Борець був безпосереднім учасником національно-визвольних змагань в лавах Української Повстанської Армії, а після переходу рейдом...


База даних захищена авторським правом ©biog.in.ua 2017
звернутися до адміністрації

    Головна сторінка