Атмосфера (от греч. «atmos» — пар) — воздушная оболочка Земли. Она вращается вместе с Землей как единое целое и защищает Землю от метеоритов и ультрафиолетовых солнечных лучей, а также от чрезмер­ного перегревания или охлаждения планеты.

Основные компоненты воздуха (%)

Азот 78,110 Метан 0,000 2

Кислород 20,953 Криптон 0,000 114

Аргон 0,934 Водород 0,000 05

Двуокись углерода 0,01-0,10 Оксид азота 0,000 05

Неон 0,001 818 Ксенон 0,000 008 7

Гелий 0,000 524

Кроме этих составляющих, на различной высоте в состав воздуха вхо­дят озон, водяные пары и некоторые другие компоненты.

Строение атмосферы

Тропосфера (до 8—10 км в полярных и 16— 18 км в тропических широ­тах) — самый нижний, основной слой атмосферы. В этом слое содер­жится 80% всей массы атмосферного воздуха. В тропосфере сосредоточен весь водяной пар, из которого образуются облака и осадки. В этой сфере формируется погода Земли. Характерная особенность — понижение тем­пературы с высотой в среднем на 6°С на каждый километр поднятия.

Стратосфера (от верхней границы тропосферы до 50—55 км) — сле­дующий атмосферный слой, характеризующийся малой турбулентнос­тью и ничтожным содержанием водяного пара. На высоте 20—25 км про­ходит озоновый слой, поглощающий ультрафиолетовые лучи и нагрева­ющий окружающий воздух. Из-за этого температура в стратосфере под­нимается с -45—75°С до +10°С.

Мезосфера (от 50—55 до 80—85 км). С нее начинаются верхние слои атмосферы. Воздух в мезосфере сильно разрежен, температура понижа­ется на 2,5—3°С на километр. Воздух под действием космических излуче­ний сильно ионизирован и имеет высокую проводимость. Именно здесь возникает полярное (северное) сияние.

Термосфера (от 80—85 до 800 км). Эта сфера подвергается активному воздействию ультрафиолетовой и рентгеновской солнечной радиации и космических излучений. Температура воздуха возрастает до высоты 250— 300 км, после чего остается неизменной. На высоте свыше 300 км преоб­ладает атомарный кислород.

Экзосфера (выше 800 км) — самый верхний слой атмосферы. В ниж­ней части заметную долю составляют атомы кислорода и гелия, а выше 2—3 тыс. км основную часть составляют легкие атомы водорода, которые могут вылетать в космическое пространство.

Между тропосферой, стратосферой, мезосферой и термосферой на­ходятся переходные слои толщиной от нескольких сотен метров до 1— 2 км. Это соответственно: тропопауза, стратопауза и мезопауза.

Основные формы облаков

/ Облака верхнего яруса (6-12 км)

1. Перистые (6-11 км) Просвечивающиеся белые облака в виде

Отдельных параллельных или спутанных нитей; без осадков.

2. Перисто-слоистые (6-9 км) Белая или голубоватая, довольно одно­

Родная тонкая пелена; без осадков.

3. Перисто-кучевые (6-8 км) Тонкие, просвечивающиеся белые облака

В виде ряби или скопления хлопьев; без осадков.

II. Облака среднего яруса (2-6 км)

4. Высоко-кучевые (2-6 км) Белый, сероватый или синеватый, слабо

Просвечивающийся слой в виде волн; слабые осадки.

5. Высоко-слоистые (2-6 км) Серая, иногда волнистая пелена; слабый

Снег или дождь.

III. Облака нижнего яруса (ниже 2 км)

6. Слоисто-кучевые (0,2-2 км) Слой с ярко выраженной структурой в

Виде волн, гряд или пластин; слабый дождь или снег.

7. Слоистые (0,1-2 км) Непрозрачный серый однородный слой;

Морось, снег.

8. Слоисто-дождевые (0,1-2 км)Сплошная непрозрачная темно-серая

Пелена; обложной дождь, снег

IV. Облака вертикального развития (0,4-1,5 км)

9. Кучевые (0,4-1,5 км) Облака с плоским серым основанием и

Белыми плотными куполообразными вершинами; обычно без осадков.

Дым поднимается вертикально, листья на деревьях неподвижны Легкое движение воздуха, дым слегка отклоняется Ощущается движение воздуха, листья шелестят

Колышутся листья и тонкие ветки на деревьях

Вершины деревьев гнутся, поднима­ется пыль

Раскачиваются сучья и тонкие стволы деревьев

Скорость Характеристика Видимое действие ветра (м/с)

10 24,5-28,4 Сильный шторм Деревья ломаются или вырываются с

Корнем, большие повреждения зданий

11 28,5-32,6 Жестокий шторм Большие разрушения

12 32,7 и более Ураган Опустошительные разрушения

Гидросфера — водная оболочка Земли, включающая в себя всю воду в жидком, твердом и газообразном состоянии.

Распределение воды по частям гидросферы (%)

Мировой океан 96,4 Подземные воды 1,7

Ледники 1,8 Реки, озера, болота 0,01

Мировой океан занимает около 71% поверхности планеты. Он делит­ся материками на четыре океана. Части океана, более или менее отде­ленные сушей, подводными порогами или поднятием дна, называются морями. Части океана, моря или озера, вдающиеся в сушу и постепенно уменьшающиеся по ширине и глубине, называются заливами.

Вдоль побережий материков тянется материковая отмель, или шельф. Его глубина не превышает 200 м. Морской шельф на расстоянии 200 миль считается территорией прибрежного государства и его собственно­стью. Шельф — важнейшее место промысла морепродуктов, а также полезных ископаемых: нефти и газа. С глубины от 200 до 2500 м довольно круто вниз уходит материковый склон, постепенно переходящий в ложе океана.

Площади злементов рельефа дна Мирового океана

Название Площадь (млн. км 2 )

Шельф і : ЗЇ2

Материковый склон 24,6

Материковое подножие 26 Островные дуги 6,1

Котловины окраинных морей ■ 14,5

Глубоководные желоба 4,9

Океанские котловины 158,9

Океанские поднятия 28,8

Океанические хребты 55,3

Самые распространенные элементы в морской воде

Хотя в морской воде можно найти самые разнообразные элементы, только хлор и натрий (в виде обыкновенной соли) находятся в ней в количествах, достаточных для промышленной добычи. Получать раство­ренное в морской воде золото (около 4 кг на км3) слишком дорого.

Земля состоит из земной коры, мантии и ядра. Верхняя часть ман­тии и земная кора составляют ли­тосферу — твердую оболочку зем­ного шара. Литосфера состоит из нескольких крупных литосферных плит, медленно перемещающихся одна относительно другой. По их границам концентрируется подав­ляющее большинство очагов зем­летрясений.

Земная кора — верхний покров Земли — не везде имеет одинако­вую толщину. Под океанами ее нижняя граница уходит на глуби­ну 5—10 км, под равнинами — на 35—45 км, а под горными массива­ми — до 70 км. Температура горных пород с глубиной возрастает в сред­нем на 1 ° каждые 33 м. Земную кору слагают осадочные породы (глины, известняки, песчаники), а также магматические породы (гранит и базальт). Осадочные породы обра­зовались путем отложения вещества на суше или осаждения его в вод­ной среде. Они лежат пластами, сменяющими друг друга. В этих пла­стах можно встретить залежи полез­ных ископаемых — каменного угля, нефти, каменной соли. Все эти по­лезные ископаемые — органичес­кого происхождения.

За осадочными породами рас­полагается слой гранита. Гранит об­разовался в результате извержения и застывания магмы в толще зем­ной коры в условиях высоких тем­ператур и давления. Это — магма­тическая порода. В переводе с гре­ческого магма означает «густая мазь» и представляет собой рас­плавленное вещество земных недр, заполняющее трещины в земной коре. В граните содержится большое количество кремнезема, алюми­ния, кальция, калия, натрия, об­разующих рудные полезные иско­паемые. Слой гранитов характерен только для континентальной коры.

Следующий за гранитом базаль­товый слой имеет также магмати­ческое происхождение. Базальт тя­желее гранита и содержит больше железа, магния и кальция.

В результате сдвигов земной коры пласты горных пород часто перепутаны, смяты в складки, изорваны, в результате чего не вез­де можно наблюдать строгую пос­ледовательность, при которой за более молодым слоем располагает­ся более древний.

Дальше к центру Земли, за зем­ной корой, следует мантия, глуби­на которой почти 3000 км. Предпо­лагается, что она состоит из маг­ния, железа и свинца и имеет очень высокую температуру — до 2000°С. Граница между корой и мантией называется поверхностью Мохоро — вичича. В ней скачкообразно увели­чивается скорость распространения сейсмических волн. На глубине 120—150 км под материками и 60— 400 км под океанами залегает слой мантии, называемый атеносферой. Вещество в нем находится в близ­ком к плавлению состоянии, вяз­кость его сильно понижена. Литое — ферные плиты как бы плавают в полужидкой атеносфере, словно льдины в воде.

В центре земного шара находит­ся земное ядро. Предполагают, что оно состоит из внутреннего и внеш­него. Радиус внешнего ядра 3500 км и температура в нем достигает 4000°С. Внешнее ядро, очевидно, находится в жидком состоянии и связано с происхождением магнит­ного поля Земли. Внутреннее ядро имеет радиус 1250 км, вещество в нем находится в твердом состоя­нии, а температура в центре Земли может достигать 10 000°С.

Распространение химических элементов в земной коре (%)

Распространение химических соединений в осадочных породах земной коры (%)

52,0 (МдО) 3,8 (FeO)

12,6 (Fe203) 2,6

11,4 (К20) 2,4 (ТЮ2)

11,4

Минералогическая шкала твердости (шкала Мооса)

В минералогической шкале твердости минералы располагаются от са­мого мягкого до самого твердого.

Другие минералы с аналогичной твердостью

1 Царапается ногтем

2 Царапается ногтем

3 Царапается ножом

4 Царапается ножом

5 Царапается ножом

6 Царапается напильником

7 Поддается обработке алмазом, царапает стекло

8 Поддается обработке алмазом, царапает стекло

9 Поддается обработке алмазом, царапает стекло

10 Режет стекло

Графит Хлорит, галит Биотит, золото, серебро Доломит, сфалерит Гематит, лазурит Опал, рутил

Гранат, турмалин

Берилл, шпинель

Алмаз является самым твердым веществом на Земле, он в 5 раз твер­же корунда, занимающего после него второе место. Ничто в мире не может распилить алмаз — только другой алмаз. Поэтому три четверти всех добываемых алмазов не попадают к ювелирам, а используются в промышленности. Около 20% алмазов идет на головки буровых устано­вок для бурения скальных пород.

Минералы

Связь с горными по­родами и содержа­ние в земной коре’

Авгит (группа пироксенов) Альбит (группа полевых шпатов)

Ca(Mg, Fe, AI)[(Si, АІ)гОJ * = п NafAlSijOJ * = п

П — породообразующий; * — магматическая порода;

— — метаморфическая порода; ч — частый; р — редкий; о — осадочная порода; содержание в земной коре (% не указан, если содержание меньше 0,1%).

Доломит

Ильменит

Кальцит

Каолинит

Кварц

Корунд

Лимонит

Магнетит

Малахит

Мусковит (группа слюд) Нефелин

Оливины (группа) Оликоглаз (группа полевых шпатов) Опал

Ортоклаз (группа полевых шпатов) Пирит

Пироксены (группа) Полевые шпаты (группа)

Сильвин

Слюды (группа)

Сфалерит

Тальк

Топаз

Турмалин

Флюорит

Халцедон

Хлорит

Циркон

MgO, FeO, Fe203, МпО, Al203, Si02 *=ч0,4%

СаМд[С03]2 " *п0,1%

TOC o "1-3" h z FeTi03 *оч

СаС03 =оп2%

AI4[S«4O10][OH]8 оч

Si02 *=оп12%

Al203 =р

Fe0(0H)(Fe203xnH20) оч

Fe304 *=чО,1%

CuC03Cu(0H)2 *ор

KAI2[AISi3O,0][OH] *=п

(К, Na)2AI2Si208 *ч0,2% Фаялит, форстерит (Mg, Fe)2[Si04] *п2-3%

Na(Ca)[AISi308] *=п

Si0><nH20 op

K[A0Si308) * = п

FeS2 *=оч

Авгит, диопсид и др. *=п7%

Альбит, олигоклаз, *=пбО% ортоклаз и др.

KCI ор

Биотит, мусковит и др. *=оп4%

ZnS op

Mg3[Si4O10][OH]2 =ч

AI2[Fe(0H)2Si04] * = р

NaMg6B3AI3Si6025(0H)3 *=очО,1%

CaF2 *ор

Si02 оч (Mg, Al, Fe)J(Si, AI)8O20](OH)16 =nO,2%

ZrSiO+4 *=opO,1%

Самые большие природные алмазы

Вес (кар.) Сведения

Приблизительные размеры 10×6,5×5 см, вес 621 г. Куллинан был найден в 1905 г. и куплен прави­тельством Трансвааля за 159 тыс. фунтов стерлин­гов. Этот алмаз был подарен английскому королю Эдварду XVII и, распиленный на части, вставлен в корону и скипетр английских монархов. Крупней­ший из 105 изготовленных бриллиантов — «Боль­шая звезда Африки» (530,2 кар.). История этого камня не известна. Этот алмаз был распилен известной амстердамской фирмой «Asscher» в 1903 г. на 21 великолепный камень и продан затем главным образом в Нью — Йорке.

Найден в Сьерра-Леоне в день святого Валентина в 1972 г. Размеры этого камня 6,5×4 см, вес 225 г. Изготовлено 17 бриллиантов. Происхождение этого камня покрыто тайной.

Найденный в 1650 г. в Индии, этот алмаз был по­дарен Шах-Джахану, построившему Тадж-Махал. После завоевания Дели шахом Надиром в 1739 г. алмаз попал в персидскую сокровищницу, после чего его следы затерялись.

Найден в 1945 г. в Сьерра-Леоне на реке Уойе, от которой он и получил свое название. Этот алмаз был распилен на 30 камней, самый большой из которых под названием «Виктория» весом 31,35 карата был продан на аукционе Кристи в Нью-Йор­ке в 1984 г. за 880 тыс. долларов. Этот камень был найден на реке Антонио в Брази­лии в 1938 г. и получил название по имени прези­дента страны тех лет. Изготовлено 29 бриллиантов. Алмаз найден в 1934 г. в Южной Африке Джако — бом Джонкером и после длительных перипетий при­обретен Гарри Уинстоном за 145 тыс. фунтов стер­лингов. Выставленный новым хозяином в амери­канском Музее истории природы, камень привле­кал огромные толпы посетителей. Как и «Эксцельсиор», этот камень был найден в Южной Африке в 1895 г. Из него изготовлено 2 бриллианта, крупнейший — 245,3 карата.

Алмазы значительно отличаются друг от друга по цвету и качеству (чи­стоте). Они бывают всех цветов радуги, причем некоторые цвета встреча­ются реже других. Больше ценятся алмазы синего и красного оттенков, а также чистые бесцветные камни. Другим фактором, в значительной сте­пени определяющим стоимость алмаза, является его чистота. Алмазы мо­гут быть чистыми, как капля воды, но могут обладать дефектами — по­вреждениями размером от маленькой точки до большой трещины.

Самые ценные редкоземельные металлы

Элемент Цена за кг ($) Элемент____________ Цена за кг ($)

TOC o "1-3" h z Родий 17 040 Золото 9 460

Осьмий 12 860 Палладий 7 587

Платина 12 281 Рутений 1 222

Иридий 10 931 Рений 1 100

Скандий 10 000 Германий 1 000

В таблицу не вошли радиоактивные металлы и изотопы.

Метеориты — каменные или железные тела, падающие на Зем­лю из межпланетного пространства; представляют собой остатки мете­орных тел, не разрушившихся пол­ностью при движении в атмосфере. Падения метеоритов на Землю со­провождаются световыми, звуковы­ми и механическими явлениями. По небу проносится яркий огненный шар, называемый болидом, сопро­вождаемый хвостом и разлетающи­мися искрами. Ночью болид осве­щает Землю на сотни километров вокруг. Ударные волны при столк­новении метеорита с поверхностью могут вызвать значительное сотря­сение фунта и зданий.

Самый крупный метеорит был найден в Западной Африке в 1920 г. Это железный метеорит, названный Гоба, массой около 60 т. Масса большинства метеоритов составля­ет сотни фаммов или несколько ки­лограммов.

Метеориты состоят из тех же химических элементов, которые имеются и на Земле. В основном это железо, никель, магний, кремний, сера, алюминий, кальций и кис­лород. Соединяясь между собой, эти элементы образуют различные материалы, большинство которых имеются на Земле, хотя встреча­ются и неизвестные.

Совокупность имеющихся дан­ных указывает на то, что большин­ство метеоритов являются облом­ками малых планет — астероидов. Сталкиваясь между собой, они дробятся на еще более мелкие об­ломки. Встречаясь с Землей, эти осколки падают на ее поверхность в виде метеоритов.

Каждый год с Землей сталки­ваются около 500 метеоритов, од­нако многие из них падают в оке­аны и безлюдные районы. Риск быть убитым метеоритом весьма невелик: такая страна, как США, может потерять в результате кос­мической «аварии» одного гражда­нина раз в 9300 лет.

Кометы — тела Солнечной си­стемы, имеющие вид туманных объектов, обычно со светлым сгу — стком-ядром в центре и хвостом. Они принадлежат к числу наибо­лее красивых небесных тел. Коме­ты могут наблюдаться тогда, ког­да небольшое ледяное тело, назы­ваемое ядром кометы, приближа­ется к Солнцу на расстояние мень­шее 4—5 а. е., прогревается его лу­чами и из него начинают выделять­ся газы и пыль, которые видны в результате их освещения Солнцем. Атмосфера кометы непрерывно рассеивается, в межпланетное пространство: под действием све­тового давления и взаимодействия с солнечным ветром газы и пыль уносятся в направлении от Солн­ца, образуя хвост кометы.

У большинства комет я середи­не головы наблюдается яркое звез­дообразное «ядро», представляю­щее собой свечение центральной, наиболее плотной зоны газов вок­руг истинного ядра кометы. Голо­ва кометы и ее хвост не имеют рез­ких очертаний. Их видимые разме­ры зависят от интенсивности вы­деления газов и пыли из ядра, оп­ределяемой размерами ядра и его близостью к Солнцу, а с другой стороны — от обстоятельств на­блюдений, и в первую очередь от ОМЕТЫ

Поперечник головы кометы со­ставляет десятки и сотни тысяч ки­лометров (у кометы 1680 года и у яркой кометы 1811 года он превы­шал 1 ООО ООО км), а длина види­мой части хвоста составляет мил­лионы и десятки миллионов кило­метров (у кометы 1680 г. хвост был виден на протяжении 300 млн. км, т. е. его длина была вдвое больше расстояния от Земли до Солнца).

Согласно классификации ко — метные хвосты подразделяются на три типа: хвосты I типа направле­ны прямо от Солнца; хвосты 11 типа изогнуты и отклоняются на­зад по отношению к орбитально­му движению кометы; хвосты III типа почти прямые, с заметным отклонением назад. При некоторых взаимных положениях Солнца, кометы и Земли хвосты второго и третьего типа кажутся земному наблюдателю направленными к Солнцу, т. е. образуют так называ­емые аномальные хвосты.

Ядра комет — это сравнительно небольшие ледяные тела, состоящие из замерзших газов, перемешанные с некоторым количеством нелету­чих каменистых веществ. Кометные ядра столь малы, что сила тяжести на их поверхности в десятки тысяч раз меньше, чем на Земле.

Как показывает изучение спек­тров, почти у всех комет излуче­ние головы порождается нейтраль­ными молекулами, состоящими из 2 или 3 атомов. Несколько лет на­зад было установлено присутствие в кометах атомарного кислорода, водорода и углерода. В 1974 г. впер­вые удалось обнаружить радиоиз­лучение кометных молекул.

Кометы являются членами Сол­нечной системы. Они движутся вокруг Солнца по вытянутым эл­липтическим орбитам различных размеров, как угодно ориентиро­ванным в пространстве. Известно около 100 короткопериодических комет, которые через каждые не­сколько лет или десятков лет при­ближаются к Солнцу, растрачивая при этом часть своего ядра. У боль­шинства комет орбиты в тысячи раз больше поперечника планетной системы. Они приближаются к Сол­нцу через промежутки времени в миллионы лет. Поэтому, в отличие от короткопериодических комет, предсказать их появление невоз­можно. У таких комет, когда они находятся очень далеко от Солн­ца, орбиты меняются под действи­ем притяжения ближайших звезд. В то же время у всех комет при их движении в области, занятой пла­нетами, орбиты изменяются под действием планетных притяжений. Изменения бывают особенно ве­лики при тесных сближениях ко­мет с планетами-гигантами. Изред­ка должны происходить столкно­вения кометы с планетами. Часть кратеров на Луне, Меркурии и Марсе образовалась в результате

Средний размер ядра — около 10 км.

Длина хвоста, видимого невоору­женным глазом, — около 10 млн. км. Общее предполагаемое число

Комет в Солнечной системе — око­ло 2,5 млн., наблюдалось около 600 комет (многократно приближав­шихся к Солнцу — 325). В течение года можно наблюдать 7—10 комет.

Малые планеты (астероиды) — космические тела размером в сот­ни километров и менее, движущи­еся вокруг Солнца по эллиптичес­ким орбитам, расположенным пре­имущественно между орбитами Марса и Юпитера. Самые малень­кие астероиды имеют размер чуть менее 1 км.

Первая малая планета — Цере­ра — была открыта случайно 1 ян­варя 1801 г. итальянским астроно­мом Пиацци. К настоящему време­ни известно несколько тысяч ма­лых планет, а их общее число оце­нивается в 100 ООО. Суммарная мас­са астероидов меньше 1/1000 мас­сы Земли.

По традиции малым планетам с типичными орбитами присваи­вались женские имена, малым пла­нетам с теми или иными особен­ностями движения — мужские имена.

У подавляющего большинства малых планет большие полуоси их орбит заключены между 2,2 и 3,6 а. е.

Они образуют так называемый пояс астероидов. Самой большой орбитой обладает планета Хирон, двигающаяся между орбитами Са­турна и Урана, но в перигелии за­ходящая внутрь орбиты Сатурна. Некоторые астероиды имеют не­большие вытянутые орбиты — пла­нета Икар заходит даже внутрь ор­биты Меркурия. Орбиты малых планет непрерывно слегка изменя­ются планетными притяжениями, а при редких тесных сближениях с большими планетами происходят резкие изменения орбит.

Существует гипотеза, согласно которой в том месте, где сейчас движутся астероиды, когда-то на­ходилась планета Фаэтон (или пла­нета Ольберса), разрушившаяся либо в результате столкновения с другим крупным телом, либо под действием других сил (например, приливных сил Юпитера). На сегод­няшний день открыто около 45 000 астероидов, но только менее 10% из них имеют свое название.

Спутники планет — это неболь — тью к планете и весьма быстрым

Шие тела Солнечной системы, об — движением. В течение марсианских

Ращающиеся вокруг планет под суток Фобос дважды восходит и

Действием их притяжения. дважды заходит. Деймос перемеща-

Ближайшие к Солнцу планеты ется по небосводу медленнее: с

— Меркурий и Венера — не име — момента его восхода над горизон-

Ют естественных спутников. том до захода проходит более 2,5

Земля имеет единственный ее — суток. Оба спутника Марса движут-

Тественный спутник — Луну. ся почти точно в плоскости его эк-

Спутники Марса — Фобос и ватора; они имеют неправильную

Деймос — известны своей близос — форму и всегда повернуты к пла-

Нете одной и той же стороной. Раз­меры Фобоса составляют около 27 км, а Деймоса — около 15 км.

Система спутников Юпитера — самая многочисленная. Из 16 обра­щающихся вокруг Юпитера спут­ников 4 были открыты Галилеем — Ио, Европа, Ганимед и Каллисто. Два из них по размеру сравнимы с Луной, а третий и четвертый — даже больше Меркурия, хотя по массе они значительно уступают ему. На основании результатов тща­тельных наблюдений за изменени­ями блеска и цвета галилеевских спутников установлено, что у всех у них осевое вращение синхронно с орбитальным, поэтому они все­гда обращены к Юпитеру одной стороной. На снимках поверхности Ио, полученных с американских космических аппаратов «Вояджер», хорошо видны действующие вулка­ны. Необычной особенностью это­го спутника является окружающее его протяженное облако газов. По данным космического аппарата «Пионер-10» были открыты разре­женная атмосфера и ионосфера это­го спутника. На снимке Ганимеда отчетливо видны яркая полярная шапка и пятна. На основании ре­зультатов наземных инфракрасных наблюдений считают, что поверх­ность Ганимеда, как и другого га — лилеевского спутника — Каллисто, покрыта водяным льдом или ине­ем. У Ганимеда обнаружены следы атмосферы. Эти четыре спутника яв­ляются объектами 5—6-й звездной величины, и их можно наблюдать в любой телескоп или бинокль. Ос­тальные спутники имеют малень­кие размеры и удалены на большие расстояния от Юпитера.

В системе планеты Сатурн кро­ме колец, состоящих, как извест-

2» но, из роя весьма многочисленных мелких тел, наблюдается 17 спут­ников. Ближайший из них к Сатур­ну — Янус — движется настолько близко к планете, что обнаружить его удалось только при затмении колец Сатурна, создающего вмес­те с планетой яркий ореол в поле зрения телескопа. Самый большой спутник Сатурна — Титан — один из величайших спутников в Сол­нечной системе по размерам и по массе. Его диаметр приблизитель­но такой же, как диаметр Ганиме­да. Титан окружен атмосферой, состоящей из метана и водорода, в которой движутся непрозрачные облака. Все спутники Сатурна, кро­ме Фебы, обращаются в прямом направлении. Феба движется по орбите с довольно большим экс­центриситетом в обратном направ­лении.

Спутники Урана вращаются по орбитам, плоскости которых прак­тически совпадают между собой. Вся система в целом отличается необычайным наклоном — ее плоскость почти перпендикулярна средней плоскости всех планетных орбит. Кроме спутников вокруг Урана движется множество мелких частиц, образующих своеобразные кольца, не похожие на знамени­тые кольца Сатурна.

Первый спутник Нептуна — Тритон — был открыт в 1846 г., через две недели после открытия самого Нептуна. По размерам и массе он больше Луны и имеет обратное направление орбитально­го движения. Второй спутник — Нереида — очень небольшой, об­ладает сильно вытянутой орбитой. В 1989 г. с помощью станции «Во — яджер-2» были открыты еще 6 спутников.

35

У планеты Плутон удалось об­наружить спутник только в 1978 г. Это открытие имеет большое зна­чение в связи с дискуссией о том, не является ли сам Плутон «поте­рявшимся» спутником Нептуна.

Самые большие планетарные спутники в Солнечной системе

Плутон был открыт Клайдом Томбо (США) в 1930 г. Из 9 извес­тных больших планет Солнечной системы Плутон наиболее удален от Солнпа. Среднее расстояние Плу­тона от Солнца составляет 39,5 а. е. Плутон выглядит как точечный объект 15-й звездной величины, т. е. примерно в 4000 раз слабее тех звезд, которые находятся на пре­деле видимости невооруженным глазом. Плутон очень медленно, за 247,7 года, совершает оборот по орбите, которая имеет необычно большой наклон (17°) к плоско­сти эклиптики и вытянута настоль­ко, что в перигелии Плутон под­ходит к Солнцу на более короткое расстояние, чем Нептун.

Поверхность Плутона, нагрева­емая Солнцем до -220°С, даже в наименее холодных полуденных участках покрыта, по-видимому, снегом из замерзшего метана. Ат­мосфера планеты разрежена и со­стоит из газообразного метана с воз­можной примесью инертных газов.

Плутон имеет дтщіикХадон — относительно яркий, но располо­женный настолько близко к пла­нете, что его изображение на фо­тоснимках сливается с изображе­нием Плутона, лишь слегка выс­тупая то с одной, то с другой сто­роны. Из периода обращения и рас­стояния между центрами вычисли­ли массу системы «Плутон — спут­ник», равную всего 1,7% массы Земли. Почти вся она сосредоточе­на в Плутоне. Если принять его диаметр равным 3000 км, то сред­няя плотность Плутона составляет приблизительно 0,7 г/см3. Такая ма­лая плотность означает, что Плу­тон состоит преимущественно из летучих химических элементов и соединений, т. е. имеет примерно такой же состав, как планеты-ги­ганты и их спутники.

Общие сведения о планетах Солнечной системы

Скорость освобождения на поверхности Солнца и планет

Скорость освобождения на поверхности — это скорость, которую необходимо развить ракете для того, чтобы преодолеть гравитационное поле планеты.

Небесное тело Скорость (км/сек)

Солнце 617,50

Меркурий, 4,25

TOC o "1-3" h z Венера 10,36

Земля 11,18

Мэре 5,03

Юпитер 60,22

Сатурн 32,26

Уран 22,50

Нептун 23,90

Плутон 1,18

Гравитация на поверхности Солнца и планет

Нептун — восьмая по порядку от Солнца большая планета Сол­нечной системы. Нептун был от­крыт необычным образом. Было замечено, что Уран движется не совсем так, как ему полагается двигаться под действием притяже­ния Солнца и известных в то вре­мя планет. Тогда заподозрили су­ществование еще одной массивной

Планеты и попытались вычислить ее положение на небе. Эту чрезвы­чайно сложную математическую задачу независимо друг от друга ус­пешно решили английский астро­ном Дж. Адаме и французский ас­троном У. Леверье. Получив данные Леверье, ассистент Берлинской об­серватории И. Галле 23 сентября 1846 г. обнаружил планету. Откры­тие Нептуна послужило блестящим подтверждением правильности за­кона всемирного тяготения, поло­женного в основу расчетов.

Средняя удаленность Нептуна от Солнца — 30,1 а. е., период об­ращения по орбите — 164 года и 288 дней. Таким образом, с момен­та открытия Нептун даже не со­вершил полного оборота по своей орбите.

Диаметр Нептуна составляет 50 200 км, а средняя плотность рав­на 2,30 г/см3. Такие характеристи­ки типичны для планет-гигантов, состоящих главным образом из во­дорода и гелия с примесью соеди­нений других химических элемен­тов. В центре Нептуна, согласно расчетам, имеется тяжелое ядро из силикатов, металлов и других эле­ментов, входящих в состав планет земной группы.

Средний молекулярный вес надоблачных слоев атмосферы Не­птуна соответствует молекулярно­му водороду с небольшой приме­сью метана.

Уран — седьмая по порядку от Солнца планета Солнечной систе­мы, открытая в 1781 г. английским астрономом В. Гершелем. Уран от­носится к числу планет-гигантов. По диаметру он почти вчетверо больше Земли, очень далек от Сол­нца (19,2 а. е.) и освещен сравни­тельно слабо.

Какие-либо детали на поверх­ности Урана различить обычно не удается из-за малых угловых раз­меров планеты в поле зрения те­лескопа. Это затрудняет его иссле­дование, в том числе и изучение закономерностей вращения.

По-видимому, Уран (в отличие от всех других планет) вращается вокруг своей оси как бы лежа на боку. Такой наклон экватора созда­ет необычные условия освещения: на полюсах в определенный сезон солнечные лучи падают почти от­весно, а полярный день и поляр­ная ночь охватывают (поперемен­но) всю поверхность планеты, кроме узкой полосы вдоль эквато­ра. Так как Уран обращается по орбите вокруг Солнца за 84 года, то полярный день на полюсах про­должается 42 года, а затем сменя­ется полярной ночью такой же продолжительности. Лишь в эква­ториальном поясе Урана Солнце регулярно восходит и заходит с пе­риодичностью равномерного осе­вого вращения планеты. Даже на тех участках планеты, где Солнце рас­положено в зените, температура на Уране (точнее на видимой поверх­ности облаков) около -215°С. В та­ких условиях некоторые газы за­мерзают.

В составе атмосферы Урана най­дены водород и небольшая примесь метана, по косвенным признакам — гелий в довольно большом ко­личестве. Как и другие планеты-ги­ганты, Уран имеет такой состав, ве­роятно, почти до самого центра. Однако средняя плотность Урана (1,58 г/см3) лесколько больше, чем плотность Сатурна и Юпитера, хотя вещество в недрах этих гигантов сжато значительно большим давле­нием, чем на Уране. Это можно объяснить предположением о повы­шенном содержании гелия или су­ществованием в недрах Урана ядра из тяжелых элементов.

Одной из необычных особенно­стей Урана является открытая в 1977 г. система опоясывающих его колец. Они состоят из множества отдельных непрозрачных и, по-ви­димому, очень темных частиц. В от­личие от колец Сатурна кольца Урана — узкие, как бы «ниточ­ные», образования. Они не видны в отраженном свете и обнаружи­ваются только по сильному ослаб­лению блеска звезд, оказавшихся для земного наблюдателя позади колец при орбитальном движении Урана. Удаленность колец от цент­ра планеты составляет от 1,60 до 1,85 радиуса Урана.