Планета Сатурн — вторая по ве­личине среди планет Солнечной системы. Период обращения Сатур­на вокруг Солнца — 29,5 года. Его экваториальный диаметр лишь не­много меньше, чем у Юпитера, но по массе Сатурн уступает Юпите­ру более чем втрое и имеет очень низкую среднюю плотность — все­го 0,70 г/см3. Низкая плотность объясняется тем, что планеты-ги­ганты состоят главным образом из водорода и гелия. При этом в не­драх Сатурна давление не достига­ет столь высоких значений, как на Юпитере, поэтому плотность ве­щества там меньше.

Спектроскопические исследова­ния обнаружили в атмосфере Са-

Турна некоторые молекулы. Темпе­ратура поверхности облаков на Са­турне близка к температуре плав­ления метана (-184°С), из твердых частичек которого скорее всего со­стоит облачный слой планеты.

В телескоп видны вытянутые вдоль экватора темные полосы, на­зываемые также поясами, и свет-, лые зоны, но эти детали менее контрастны, чем на Юпитере, и отдельные пятна в них наблюда­ются значительно реже. Сатурн ок­ружен кольцами, которые хорошо видны в телескоп в виде «ушек» по обе стороны диска планеты. Они были обнаружены Г. Галилеем в 1610 г. Кольца Сатурна — одно из самых интересных и удивительных образований в Солнечной системе. Плоская система колец опоясыва­ет планету вокруг экватора и ниг­де не соприкасается с поверхнос­тью. В кольцах выделяются три ос­новные концентрические зоны, разграниченные узкими щелями: внешнее кольцо А, среднее В (наи­более яркое), внутреннее КОЛЬЦО С. Наиболее близкие к планете сла­боразличимые части внутреннего кольца обозначают символом D. Обнаружено также существование практически прозрачного самого внешнего кольца D’.

Сквозь все кольца Сатурна про­свечивают звезды. Кольца враща­ются вокруг Сатурна, причем ско­рость движения внутренних час­тей больше, чем наружных. Они представляют собой плоскую си­стему из бесчисленного количе­ства мелких спутников планеты размером не менее нескольких сантиметров. Плоскость колец практически совпадает с плоско­стью экватора Сатурна и имеет по­стоянный наклон к плоскости ор­биты, равный приблизительно 27°. Толщина колец, по современным данным, около 3,5 км. Она очень мала по сравнению с их диамет­ром, который по наружному краю кольца А составляет 275 тыс. км. Кроме колец у Сатурна известно 17 спутников.

Юпитер — пятая по расстоянию от Солнца и самая большая пла­нета Солнечной системы — отсто — ит от Солнца в 5,2 раза дальше, чем Земля, и затрачивает на один оборот по орбите почти 12 лет. Эк­ваториальный диаметр Юпитера 1 426 ООО км (в 11 раз больше ди­аметра Земли), период вращения

— самый короткий из всех планет

— 9 ч 50 мин 30 с на экваторе и 9 ч 55 мин 40 с в средних широтах. Таким образом, Юпитер, подоб­но Солнцу, вращается не как твер­дое тело — скорость вращения не одинакова на разных широтах. Из — за быстрого вращения эта плане­та имеет сильное сжатие у полю­сов. Масса Юпитера равна 318 мас­сам Земли. Средняя плотность — 1,33 г/см3, что близко к плотнос­ти Солнца. Ось вращения Юпите­ра почти перпендикулярна к плос­кости его орбиты (наклон 87°).

Видимая поверхность Юпитера представляет собой верхний уровень облаков, окружающих планету. Из устойчивых деталей известно Боль­шое Красное пятно, наблюдающе­еся уже более 300 лет. Это громад­ное овальное образование размером 35 000 км на 14 000 км между Юж­ной тропической и Южной умерен­ной полосами. Цвет его — красно­ватый, но подвержен изменениям.

Атмосфера Юпитера состоит из водорода (74%) и гелия (26%). На долю метана приходится не более 0,2%, на долю аммиака — не бо­лее 0,1%. В небольших количествах присутствуют также этан, ацети­лен, фосфен и водяной пар. Обла­ка Юпитера состоят из кристалли­ков и капелек аммиака. Учитывая низкую среднюю плотность плане­ты, можно считать, что водород и гелий составляют почти всю массу самой планеты.

Атмосферный слой имеет тол­щину около 1000 км. Ниже чисто газового слоя в атмосфере лежи’ слой облаков, которые мы и ви­дим в телескоп. Слой жидкого мо­лекулярного водорода имеет тол­щину 24 000 км. На этой глубине давление достигает 300 ГПа. а тем­пература — 11 000 К. Далее следует слой жидкого металлического во­дорода, подобного жидкому метал­лу, толщиной 42 000 км. Внутри него располагается небольшое же — лезосиликатное твердое ядро ради­усом 4000 км. На границе ядра тем­пература достигает 30 000 К.

Количество тепла, которое Юпитер испускает, более чем вдвое превышает тепловую энергию, ко­торую планета получает от Солнца. Возможно, что идущее из недр пла­неты тепло выделяется в процессе медленного (I мм в год) сжатия ги­гантской планеты. Магнитное поле планеты оказалось сложным и со­стоит как бы из двух полей: диполь­ного (как поле Земли), которое простирается до 1,5 млн. км от Юпи­тера, и недипольного, занимающе­го остальную часть магнитосферы. Напряженность магнитного поля у поверхности планеты 10—15 эрстед, т. е. в 20 раз больше, чем на Земле.

Юпитер имеет 16 спутников. Первые 4 спутника были открыты еще Галилеем (Ио, Европа, Гани — мед, Каллисто). Они, а также внут­ренний, самый близкий к планете спутник Амальтея движутся почти в плоскости экватора планеты. Вне­шние спутники обращаются вок­руг планеты по сильно вытянутым орбитам с большим углом накло­на к экватору (до 30°). Это — ма­ленькие тела (от 10 до 120 км), по — видимому, неправильной формы. Внешние 4 спутника Юпитера об­ращаются вокруг планеты в обрат­ном направлении.

Юпитер окружен в экватори­альной области кольцом, распо­ложенным в 50 ООО км от поверх­ности планеты. Его ширина — око­ло 1000 км.

Марс — четвертая по расстоя­нию от Солнца планета Солнеч­ной системы. На звездном небе он выглядит как немерцающая точ­ка красного цвета, которая вре­мя от времени значительно пре­восходит по блеску звезды пер­вой величины. Марс периодичес­ки подходит к Земле на расстоя­ние до 57 млн. км, значительно ближе, чем любая из больших планет, кроме Венеры.

По основным физическим ха­рактеристикам Марс относится к планетам земной группы. По диа­метру он почти вдвое меньше Зем­ли и Венеры. Планета окутана га­зовой оболочкой — атмосферой, которая имеет меньшую плот­ность, чем земная. Даже в глубо­ких впадинах Марса, где давление атмосферы наибольшее, оно при­близительно в 100 раз меньше, чем у поверхности Земли, а на уровне марсианских горных вершин — в 500—1000 раз меньше. Тем не ме­нее в атмосфере Марса наблюда­ются облака и постоянно присут­ствует более или менее плотная дымка из мелких частиц пыли и кристалликов льда. Марсианское небо в ясную погоду имеет розо­ватый цвет, что объясняется рас­сеянием солнечного света на пы­линках и подсветкой дымки оран­жевой поверхностью планеты.

По химическому составу марси­анская атмосфера отличается от земной и содержит 95,3% углекис­лого газа с примесью 2,7% азота, 1,6% аргона, 0,07% окиси углеро­да, всего лишь 0,13% кислорбда и приблизительно 0,03% водяного пара (содержание которого изме­няется), а также примеси неона, криптона и ксенона. При отсут­ствии облаков газовая оболочка Марса значительно прозрачнее, чем земная, в том числе и для уль­трафиолетовых лучей, опасных для живых организмов.

Солнечные сутки на Марсе длятся 24 часа 39 минут 35 секунд. Марсианский год — 686,9 дней. Наиболее высокая температура поверхности (290 К) достигается в так называемой подсолнечной точке. Наиболее низкая температу­ра поверхности — в полярных рай­онах, где в зимний сезон она дер­жится на отметке около 150 К. По­лученные из наблюдений сведения о температуре явились ключом к объяснению природы полярных шапок, которые при наблюдениях в телескоп видны как светлые, почти белые пятна возле полюсов планеты. Когда в северном полу­шарии Марса наступает лето, се­верная полярная шапка быстро уменьшается, но в это время рас­тет другая — возле южного полю­са, где наступает зима. По совре­менным данным, обе полярные шапки Марса состоят из твердой двуокиси углерода, т. е. сухого льда, который образуется при замерза­нии углекислого газа, входящего в состав марсианской атмосферы, и из водяного льда с примесью ми­неральной пыли.

В 1975 г. была составлена карта марсианского рельефа. В исследо­ванных образцах грунта обнаруже­но содержание окислов кремния и железа. Содержание серы (вероят­но, в виде сульфатов) в десятки раз больше, чем в земной коре. На снимках Марса найдены следы как ударно-метеорити ой, так и вулка­нической активности, а также сле­ды движений, поднятий и растрес­киваний марсианской коры и сле­ды многих процессов разрушения и сглаживания рельефа поверхно­сти, перемещения и отложения наносов. Перепад высот между вы­сочайшими вершинами и наиболее глубокими впадинами на Марсе составляет около 20 км. На сним­ках поверхности Марса отчетливо видны детали, имеющие большое сходство с речными руслами на Земле. Поскольку весь комплекс информации о физических услови­ях на Марсе противоречит возмож­ности существования там рек, можно предположить, что марси­анские каналы могли возникнуть в результате растапливания подпо­верхностного водяного льда в зо­нах повышенного выделения внут­реннего тепла планеты.

Луна — ближайшее к Земле не­бесное тело, естественный спутник нашей планеты. Она обращается вокруг Земли на расстоянии око­ло 400 тыс. км, то есть всего 30 поперечников земного шара. Диа­метр Луны лишь в 4 раза меньше земного, он равен 3476 км. В отли­чие от сжатой у полюсов Земли Луна по форме гораздо ближе к правильному шару.

Темный шар Луны виден на небосклоне лишь благодаря отра­женному солнечному свету. Вне­шний вид Луны зависит от взаим­ного расположения Солнца, Зем­ли и Луны. За 29,5 суток (период возвращения Луны в первоначаль­ное положение относительно Зем­ли и Солнца) он претерпевает пол­ный цикл изменений — смену лун­ных фаз. На один оборот вокруг Земли Луна затрачивает 27,3 суток. Такой промежуток времени назы­вается сидерическим, или звезд­ным, месяцем. Время одного обо­рота Луны вокруг Земли в точнос­ти равно времени одного оборота ее вокруг оси. Поэтому Луна посто­янно повернута к Земле одной и той же стороной. Предполагают, что в ранние периоды своей исто­рии Луна вращалась вокруг оси несколько быстрее, но из-за бли­зости массивной Земли в твердом теле Луны возникали значительные приливные волны. Они действова­ли на быстро вращающуюся Луну и тормозили ее до тех пор, пока она не оказалась постоянно повер­нутой только одной стороной.

Итальянский ученый Г. Галилей первым обнаружил изрезанность лунной поверхности. Оказалось, что она покрыта темными пятна­ми-равнинами — «морями». От них отличали «материки» — более свет­лые области, изобилующие хреб­тами, ущельями и очень характер­ными кольцевыми образованиями — кратерами, крупнейшие из ко­торых называли также цирками. Многие кратеры имеют посереди­не центральную горку.

Космические полеты к Луне обусловили бурное развитие иссле­дований в области геологии, гео­химии и геофизики этого небесно­го тела. 20 июля 1969 г. на Луну впервые высадился человек. Ана­лиз лунного фунта доказал пол­ное отсутствие в поверхностном слое органических соединений. Точный химический анализ лунных пород позволил установить их воз­раст. Выяснилось, что возраст Луны и Земли одинаков: 4,5 млрд. лет.

В недрах Луны выделяют различ­ные по свойствам ядро, мантию и кору. В мантии Луны залегают оча­ги лунотрясений, частота которых регулярно изменяется в зависимо­сти от положения Луны на орбите по отношению к Земле. Луна пол­ностью лишена воды; лунные моря совершенно сухи и представляют собой обширные низины, некогда залитые базальтовой лавой. В отдель­ных местах лунной поверхности на­блюдаются кратковременные исте­чения газов. Однако Луна в целом лишена атмосферы, и ветры, ко­торые разрушают горные породы на Земле, на Луне отсутствуют. Вмес­те с тем из-за отсутствия атмосфе­ры бесчисленные следы на лунной поверхности оставляют метеориты. — Часть огромных кратеров-цир­ков на лунной поверхности, име­ющих различный возраст, обязана своим происхождением внутрен­ним процессам в недрах Луны, большая же часть связана с метео­ритными ударами. Постоянная бомбардировка Луны крошечными метеоритами является причиной того, что вся ее поверхность на несколько метров вглубь, словно ватным одеялом, укрыта слоем мелкораздробленного спекшегося вещества, образующего как бы сле­жавшуюся губчатую массу. Этот тонкий слой лунной поверхности называют реголитом. Реголит слу­жит прекрасным термоизоляцион­ным материалом.

Колебания температуры на по­верхности Луны очень велики. На эк­ваторе они составляют от +130°С в лунный полдень до -170°С ночью. Однако благодаря слою реголита указанные перепады температур рас­пространяются до глубины всего в несколько десятков сантиметров. Ниже температура лунных пород остается постоянной. Так же, как и на Земле, вследствие притока тепла из недр температура в теле Луны медленно возрастает с глубиной.

Масса Луны всего в 81,3 раза меньше массы Земли и равна 7,35×10" кг. Некоторые ученые склонны рассматривать систему Зем­ля — Луна как уникальную «двой­ную планету». Средняя плотность Луны составляет 3,34 г/см3. Она при­мерно соответствует плотности вер­хней оболочки Земли — ее коры. Сила тяжести на поверхности Луны в 6 раз меньше, чем на Земле.

Самые распространенные химические элементы на Луне

Элемент Распространение (%) Элемент Распространение (%)

TOC o "1-3" h z Кислород 40,0 Алюминий 5,6

Кремний 19,2 Магний 4,5

Железо 14,3 Натрий 0,33

Кальций 8,0 Калий 0,14

Титан 5,9 Хром 0,002

Таблица составлена на основе анализа 22,77 кг лунного грунта, дос­тавленного на Землю «Аполлоном-11».

Земля — одна из планет Солнеч­ной системы. Подобно другим пла­нетам, она движется вокруг Солн­ца по эллиптической орбите, боль­шая полуось которой (то есть сред­нее расстояние между центрами Земли и Солнца) в астрономии принята в качестве единицы дли­ны (а. е.) для измерения расстоя­ний между небесными телами в пределах Солнечной системы. Рас­стояние от Земли до Солнца в раз­личных точках орбиты неодинако­вое: в перигелии (3 января) оно приблизительно на 2,5 млн. км мень­ше, а в афелии (3 июля) на столько же больше среднего расстояния, составляющего 149,6 млн. км.

В процессе движения нашей планеты по орбите вокруг Солнца плоскость земного экватора (на­клоненная к плоскости орбиты на угол 23°27′) перемещается парал лельно самой себе таким образом, что в одних участках орбиты зем­ной шар наклонен к Солнцу сво­им Северным полушарием, а в дру­гих — Южным.

Согласно современным космо­гоническим представлениям, Зем­ля образовалась 4,5 млрд. лет назад путем гравитационной конденса­ции из рассеянного в околосолнеч­ном пространстве газопылевого вещества, содержавшего все изве­стные в природе химические эле­менты.

Большую часть поверхности Земли занимает Мировой океан (361 млн. км2, или 71%), суша со­ставляет 149 млн. км2 (29%). Сред­няя глубина Мирового океана — 3900 м. Существование осадочных пород, возраст которых (по данным радиоизотопного анализа) превос­ходит 3,7 млрд. лет, служит дока-

‘,*• щ

Зательством существования на Зем­ле обширных водоемов уже в ту да­лекую эпоху.

Форма Земли близка к шарооб­разной, но полярный радиус Зем­ли на 21,38 км меньше экватори­ального (6378 км). Разница этих радиусов возникла за счет центро­бежной силы, создаваемой суточ — . ным вращением Земли. Суточное вращение земного шара происхо­дит с практически постоянной уг­ловой скоростью с периодом 23 ч 56 мин 4,1 с.

Одна из особенностей Земли как планеты — ее магнитное поле, благодаря которому мы можем пользоваться компасом. Магнит­ный полюс Земли, к которому притягивается северный конец стрелки компаса, не совпадает с Северным географическим полю­сом, а находится в пункте с коор­динатами приблизительно 76° с. ш. и ЮГ з. д. Магнитный полюс, рас­положенный в Южном полушарии Земли, имеет координаты 66° ю. ш. и 140° в. д. (в Антарктиде).

Наша планета окружена атмос­ферой. Основными газами, входя­щими в состав нижних слоев ат­мосферы Земли, являются азот (-78%), кислород (-21%) и аргон (-1%). Атмосферное давление на уровне поверхности океана со­ставляет при нормальных услови­ях -0,1 МП а. Земная атмосфера сильно изменилась в процессе эво­люции: обогатилась кислородом и приобрела современный состав в результате длительного химичес­кого взаимодействия с горными породами и при участии расти­тельных и живых организмов.

Средний химический состав первичной Земли, вероятно, соот­ветствовал химическому составу известных сегодня типов метеори­тов. В результате естественного рас­пада радиоактивных элементов и некоторых других процессов в не­драх Земли в течение долгого вре­мени выделялась и накапливалась тепловая энергия. Это привело к сильному разогреву и частичному расплавлению вещества в недрах и — к постепенному формированию и росту центрального ядра из наи­более тяжелых элементов, а также наружной коры из менее плотных веществ.

Твердую оболочку Земли назы­вают литосферой. Она состоит из земной коры, мантии и земного ядра, которое делится на две час­ти — внутреннюю и внешнюю. Внешнее ядро, очевидно, находит­ся в жидком состоянии, внутрен­нее ядро, по-видимому, твердое. У нижней границы мантии давление достигает 130 ГПа, температура там не выше 5000 К. В центре Зем­ли температура, возможно, подни­мается до 10 000 К.

Общие сведения о Земле

Экваториальный радиус Полярный радиус Средний радиус Масса

Средняя плотность

Скорость вращения (<р — географическая широта) Центробежное ускорение на экваторе Скорость оьращения вокруг Солнца б 378,164 ±0,003 км • б 3 56,779 км б 371,03 км (5,976 ±0,004)х10г" кг 5,518 ±0,004 Мг/м3 0,465 1 cos ф км/с 3,391 5 см/с2 29,78 км/с

Скорость освобождения на поверхности 11,19 км/с

Площадь материков и островов 149 ООО ООО км2

Площадь океанов 361 ООО ООО км2

Средняя высота материков (над уровнем моря) 860 м

Средняя глубина океанов 3,9 км

Масса океанов 1,45хЮ21 кг

Венера — вторая по расстоянию от Солнца и ближайшая к Земле планета Солнечной системы. Сред — нес расстояние от Солнца — 108 млн. км, период обращения вокруг него — 225 суток. Венера может при­ближаться к Земле на расстояние до 40 млн, км, т. е. ближе любой дру­гой большой планеты Солнечной системы. Синодический период (от одного нижнего соединения до дру­гого) равен 584 суткам. Наилучшие условия видимости Венеры прихо­дятся на периоды элонгаций, хотя угловое расстояние Венеры от Сол­нца не превышает 48°, вследствие чего она видна либо после захода (вечерняя звезда), либо незадолго до его восхода (утренняя звезда). Венера — самое яркое светило на небе после Солнца и Луны.

"Диаметр Венеры — 12 100 км (95% диаметра Земли), масса — 81,5% массы Земли, или 1/408 400 массы Солнца, средняя плотность — 5,2 г/см3, ускорение силы тяже­сти на поверхности — 8,6 м/с2 (90% земного). Период вращения Вене­ры долго не удавалось определить из-за плотности облачного слоя, окутывающего эту планету. Только с помощью радиолокации было ус­тановлено, что он равен 243,2 су­ток, причем Венера вращается в обратную сторону по сравнению с Землей и другими планетами. На­клон оси вращения Венеры к плос­кости ее орбиты равен почти 90°.

Существование атмосферы Ве­неры было обнаружено в 1761 г. М. Ломоносовым при наблюдени­ях прохождения ее по диску Солн­ца. В XX в. с помощью спектраль­ных исследований в атмосфере Ве­неры найден углекислый газ, со­ставляющий 97% всего состава ат­мосферы. В нее входят также около 2% азота и инертных газов, не бо­лее 0,1% кислорода и небольшие количества окиси углерода, хлоро — водорода и фтороводорода, около 0,1% водяного пара. Углекислый газ и водяной пар создают в атмосфе­ре Венеры парниковый эффект, приводящий к сильному разогре­ванию поверхности планеты (оба^ газа интенсивно поглощают инф­ракрасные лучи, испускаемые на­гретой поверхностью Венеры), из — за чего ее температура достигает 500°С. Облачный слой Венеры, скрывающий от нас ее поверх­ность, расположен на высоте от 49 до 68 км над поверхностью и по плотности напоминает легкий ту­ман. Предполагается, что облака состоят из капель водного раство­ра серной кислоты. Освещенность на поверхности в дневное время подобна земной в серый пасмур­ный день. Из космоса облака Ве­неры выглядят как система полос, располагающихся обычно парал­лельно экватору планеты. На уров­не облаков дуют постоянные вет­ры со скоростью около 100 м/с.

Атмосферное давление у поверх­ности Венеры составляет около 9 МПа, а плотность в 35 раз пре­восходит плотность земной атмос­феры. Верхние слои атмосферы Ве­неры почти целиком состоят из водорода (до высоты 5500 км). Ра­диолокация позволила изучить не­видимый из-за облаков рельеф Венеры. Обнаружены более 10 кольцевых структур, подобных кратерам Луны и Меркурия, диа­метром от 35 до 150 км, разлом в коре планеты длиной 1500 км, горные массивы, вулкан, огром­ная котловина протяженностью 1500 км с севера на юг и 1000 км с запада на восток. В целом поверх­ность Венеры более гладкая, чем поверхность Луны.

Спутников Венераjre цмеет.

Меркурий — самая близкая к Солнцу планета Солнечной систе­мы, расположенная на расстоянии 58 млн. км от Солнца, полный обо­рот вокруг звезды совершает за 88 суток. На небе Меркурий виден только в периоды наибольших элонгации, которые могут достигать 28°. Из-за близости к Солнцу и ма­лых видимых размеров Меркурий долго оставался малоизученной планетой. Только в 1965 г. благодаря применению радиолокации был измерен период вращения Мерку­рия вокруг оси, оказавшийся рав­ным 58,65 суток, т. е. ровно 2/3 пе­риода обращения вокруг Солнца, из-за чего солнечные сутки на Мер­курии продолжаются 176 дней.

Ось вращения Меркурия почти перпендикулярна к плоскости его орбиты. Отражательная способ­ность Меркурия (альбедо[1]) очень мала — около 0,07. Температура подсолнечной точки планеты (в пункте, где Солнце находится в зените) достигает 620 К, темпе­ратура ночного полушария Мерку­рия около 110 К. Тепловые свой­ства наружного покрова планеты близки к свойствам тонкораздроб­ленных пород и лунного реголита. Причиной такого состояния пород являются, по-видимому, непре­рывные удары мелких метеоритов, почти не ослабляемые весьма раз­реженной атмосферой Меркурия.

По своему виду планета напо­минает Луну — поверхность усея­на кратерами разных размеров, образовавшимися в результате ин­тенсивной метеоритной бомбарди ровки миллиарды лет назад на пер­вых этапах эволюции планеты. Наи­больший из них — Калорис — име­ет диаметр 1300 км. Наличие тем­ного вещества в бассейнах и запол­ненных лавой кратерах свидетель­ствует, что в начальный период своей истории планета испытала сильное внутреннее разогревание, за которым последовала одна или несколько эпох интенсивного вул­канизма.

Атмосфера Меркурия очень раз­режена по сравнению с земной, ее плотность не превосходит плотно­сти земной атмосферы на высоте 620 км. В составе атмосферы обна­ружено небольшое количество во­дорода, гелия и кислорода, неко­торые инертные газы, например аргон и неон. Такие газы могли выделиться в результате распада радиоактивных элементов, входя­щих в состав грунта планеты. На Меркурии обнаружено слабое маг­нитное поле,.напряженность кото­рого меньше, чем у Земли, и боль­ше, чем у Марса.

Средняя плотность планеты зна­чительно выше лунной (5,4 г/см3), т. е. почти равна средней плотнос­ти Земли. Высказывается гипотеза о’ том, что Меркурий имеет мощ­ную силикатную оболочку (500— 600 км), а оставшиеся 50% объема занимает железистое ядро.

Жизнь на Меркурии из-за очень высокой дневной температуры и отсутствия жидкой воды не может существовать. Спутников Мерку­рий не имеет.

Солнце — центральное тело Солнечной системы — представля­ет собой раскаленный плазменный шар. Солнце — ближайшая к Зем­ле звезда. Свет от него доходит до нас за 8 мин 20 с. Солнце решаю­щим образом повлияло на образо­вание всех тел Солнечной систе­мы и создало те условия, которые привели к возникновению и раз­витию жизни на Земле.

Солнце возникло вместе с дру­гими телами Солнечной системы из газопылевой туманности при­мерно 5 млрд. лет назад. При этом вещество Солниа сильно разогре­лось из-за гравитационного сжа­тия, и вскоре температура и дав­ление в недрах настолько увеличи­лись, что самопроизвольно нача­лась термоядерная реакция. В ре­зультате этого температура в цен­тре Солнца сильно поднялась, а давление в недрах возросло на­столько, что смогло уравновесить силу тяжести и остановить грави­тационное сжатие. Так возникла современная структура Солнца. Эта структура поддерживается проис­ходящим в его недрах медленным превращением водорода в гелий. За 5 млрд. лет существования Солнца уже около половины водорода в его центральной области превратилось в гелий. В результате этого процес­са выделяется то количество энер­гии, которое Солнце излучает в мировое пространство.

Мощность излучения Солнца равна 3,8х1020 МВт. На Землю па­дает ничтожная часть солнечной энергии, составляющая около по­ловины миллиардной доли. Она поддерживает в газообразном со­стоянии земную атмосферу, посто­янно нагревает сушу и водоемы, дает энергию ветрам и водопадам, обеспечивает жизнедеятельность животных и растений. Часть солнеч­ной энергии запасена в недрах Зем­ли в виде каменного угля, нефти и других полезных ископаемых.

Солнце представляет собой сфе­рически симметричное тело, нахо­дящееся в равновесии. В центре Солнца температура составляет 15 млн. градусов, а давление превы­шает сотни миллиардов атмосфер. Газ сжат здесь до плотности около 1,5х105 кг/м3. Почти вся энергия Солнца генерируется в централь­ной области с радиусом примерно 1/3 солнечного. Через слои, окру­жающие центральную часть, эта энергия передается наружу. На про­тяжении последней трети радиуса находится конвективная зона, в которой происходит перемешива­ние (конвекция) вещества, напо­добие перемешивания воды в ки­пящем чайнике. Эти слои Солнца фактически ненаблюдаемы.

Солнечная атмосфера (наблю­даемые слои Солнца) также со­стоит из нескольких различных слоев. Самый глубокий и тонкий из них — фотосфера, непосред­ственно наблюдаемая в видимом спектре. Толщина фотосферы все­го около 300 км и она имеет зер­нистую структуру — чередующие­ся светлые пятнышки (гранулы) размером около 1000 км, окружен­ные темными промежутками. Воз­никновение грануляции связано с происходящей под фотосферой конвекцией.

Слой, расположенный над фо­тосферой, называется хромосфе­рой. Во время полных солнечных затмении он виден как розовое кольцо, окружающее темный диск. На краю хромосферы наблюдают­ся как бы выступающие язычки пламени — хромосферные сгіику — лы, представляющие собой вытя­нутые столбики из уплотненного газа. Хромосфера отличается от фо­тосферы значительно более непра­вильной неоднородной структурой. Заметны два типа неоднородное — тей — яркие и темные. По своим размерам они превышают фото — сферные гранулы. Как и грануля­ция, структура хромосферы явля­ется следствием движения газов в подфотосферной конвективной зоне, только происходящего в бо­лее крупных масштабах. Темпера­тура в хромосфере быстро растет, достигая в верхних ее слоях десят­ков тысяч градусов.

Самая внешняя и самая разре­женная часть солнечной атмосфе­ры — корона, прослеживающаяся от солнечного лимба до расстоя­ния в десятки солнечных радиусов и имеющая температуру около миллиона градусов. Корону можно видеть только во время полного солнечного затмения либо с помо­щью коронографа.

В возникновении явлений, про­исходящих на Солнце, большую роль играют магнитные поля. Be щество на Солнце всюду представ­ляет собой намагниченную плаз­му. Иногда в отдельных областях напряженность магнитного поля быстро и сильно возрастает. Этот процесс сопровождается активно­стью в различных слоях солнечной атмосферы и приводит к появле­нию факелов и пятен в фотосфе­ре, флоккул в хромосфере, про­туберанцев в короне.

В ходе наблюдений ученые вы­яснили, что Солнце — мощный источник радиоизлучения, а так­же постоянного потока частиц (корпускул). Нейтрино, электро­ны, протоны, альфа-частицы, а также более тяжелые атомные ядра составляют корпускулярное излучение Солнца — солнечный ветер, являющийся продолжени­ем внешних слоев солнечной ат­мосферы — солнечной короны. В результате мощных вспышек час­тицы могут приобретать скорость, составляющую заметную долю скорости света.

Солнечное корпускулярное из­лучение оказывает сильное влия­ние на Землю, и прежде всего на верхние слои ее атмосферы и маг­нитное поле, вызывая множество геофизических явлений.

Общие сведения о Солнце

Возраст — 5 млрд. лет

Радиус 6,959 9 х 10» м

Объем __ 1,412 2 х Ю27 м3

Площадь поверхности 6,087 х 1018 м2

Масса 1,989 х 1030 кг

Средняя плотность 1 410 кг/м3

Плотность в центре 150 ООО кг/м3

Температура в центре 15 млн. К

Давление в центре 3,4 х 1016 Па

Ускорение силы тяжести на поверхности 273,98 м/с2

Полное излучение 3,826х1026 Дж/с

Скорость освобождения на поверхности 617,7 км/с

Линейная скорость вращения на экваторе 2,025 км/с

Период синодического вращения на экваторе 27,275 сут (130-2 в сутки)

Период сидерического вращения на экваторе 25,380 сут (140-2 в сутки)

Самые распространенные химические элементы на Солнце

Элемент ‘ Кол-во частей на 10ОО ООО

Водород 745 ООО

Гелий 237 ООО

TOC o "1-3" h z Кислород 8 990

Углерод ‘ 3 900

Железо 1 321

Неон 1 200

Азот " ■ 870

Кремний 830

Магний 720

Сера 380

Всего на Солнце обнаружено более 70 элементов, из которых гелий был найден сначала на Солнце, а затем уже на Земле (гелий — гречес­кое название Солнца).

Зодиакальные созвездия

При своем видимом годовом движении вдоль эклиптики Солнце и планеты Солнечной системы перемещаются через 12 созвездий, назван­ных зодиакальными.

С 30 ноября по 18 декабря Солнце проходит по созвездию Змееносца, которое не включено в число зодиакальных.

В Солнечную систему входят Солнце, девять больших планет с их спутниками, более 100 ООО ма­лых планет (астероидов), более ты­сячи комет, а также бесчисленное количество мелких, так называемых метеорных, тел.

Центральное положение в Сол­нечной системе занимает Солнце. Его масса приблизительно в 750 раз превосходит массу всех остальных тел, входящих в систему. Гравита­ционное притяжение Солнца явля­ется главной силой, определяющей движение всех вращающихся вок­руг него тел Солнечной системы. Среднее расстояние от Солнца до самой далекой от него планеты Плутон 39,5 а. е. (6 млрд. км). Неко­торые кометы удаляются от Солн­ца на 1015 а. е. и подвергаются воз­действию притяжения других звезд.

Все большие планеты обращают­ся вокруг Солнца в одном направ­лении (в направлении осевого вра­щения самого Солнца) по почти круговым орбитам, мало наклонен­ным друг к другу (и к солнечному экватору). Расстояния планет от Солнца образуют закономерную последовательность — промежутки между соседними орбитами возра­стают с удалением от Солнца, что указывает на то, что Солнечная система не является случайным со­бранием космических тел, а возник­ла в результате единого процесса.

Благодаря почти круговой фор­ме планетных орбит и большим про­межуткам между ними исключена возможность тесных сближений между планетами, при которых они могли бы существенно изменять свое движение в результате взаим­ных притяжений. Это обеспечивает длительное существование планет­ной системы. Планеты вращаются также вокруг своей оси, причем у всех планет, кроме Венеры и Ура­на, вращение происходит в прямом направлении, т. е. в том же направ­лении, что и их обращение вокруг Солнца. Чрезвычайно медленное вращение Венеры происходит в об­ратном направлении, а Уран вра­щается как бы лежа на боку.

Подавляющее большинство ор­бит ныне известных малых планет располагается в промежутке меж­ду орбитами Марса и Юпитера. Все малые планеты обращаются вокруг Солнца в том же направлении, что и большие планеты, но их орби­ты, как правило, вытянуты и на­клонены к плоскости эклиптики.

Кометы движутся в основном по орбитам, близким к параболическим. Некоторые кометы обладают вытя­нутыми орбитами сравнительно не­больших размеров — в десятки и сотни а. е. У этих комет, называемых периодическими, преобладают пря­мые движения, т. е. движения в на­правлении обращения планет.

Планеты делятся на две группы, отличающиеся по массе, химичес­кому составу, скорости вращения и количеству спутников. Четыре пла­неты, ближайшие к Солнцу плане­ты земной группы, невелики и со­стоят из плотного каменистого ве­щества и металлов. Планеты-гиган­ты — Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун — гораздо массивнее, со­стоят D • сновном из легких веществ и поэтому, несмотря на огромное давление в их недрах, имеют ма­лую плотность. Плутон по химичес­кому составу близок ко второй груп­пе, а по размерам — к первой.

Недра планет и некоторых круп­ных спутников (например, Луны) находятся в раскаленном состоя­нии. У планет земной группы и спутников вследствие малой теп­лопроводности наружных слоев внутреннее тепло очень медленно просачивается наружу и не оказы­вает заметного влияния на темпе­ратуру поверхности. У планет-ги­гантов конвекция в их недрах при­водит к заметному потоку тепла из недр, превосходящему поток, по­лучаемый ими от Солнца.

Венера, Земля и Марс облада­ют атмосферами, состоящими из газов, выделившихся из их недр. У планет-гигантов атмосферы пред­ставляют собой непосредственное продолжение их недр: эти плане­ты не имеют твердой или жидкой поверхности. При погружении внутрь атмосферные газы посте­пенно переходят в конденсирован­ное состояние.

Ядра комет по своему химичес­кому составу родственны планетам — гигантам: они состоят из водяного льда и льдов различных газов с при­месью каменистых веществ.

Почти все малые планеты по своему составу относятся к каме­нистым планетам земной группы. Только недавно, открытый Хирон, движущийся в основном между ор­битами Сатурна и Урана, подобен
ледяным ядрам комет и небольшим спутникам далеких от Солнца пла­нет. Обломки малых планет, обра­зующиеся при их столкновении друг с другом, иногда выпадают на Землю в виде метеоритов. У малых планет недра прогревались значи­тельно меньше, чем у планет зем­ной группы, поэтому их вещество зачастую претерпевало лишь не­большие изменения со времени их образования. Измерения возраста метеоритов (по содержанию радио­активных элементов и продуктов их распада) показали, что они, а сле­довательно, и вся Солнечная сис­тема существуют около 5 млрд. лет. Этот возраст Солнечной системы соответствует измерениям возрас тов древнейших земных и лунных образцов.

Динамические і: физические особенности строения Солнечной системы указывают на то, что пла­неты сформировались из газопы­левого вещества, некогда образо­вавшего протопланетное облако вокруг Солнца. Планеты земной группы образовались в результате аккумуляции твердых каменистых частиц, а у планет-гигантов обра­зование началось с аккумуляции каменисто-ледяных частиц, а за­тем на некоем этапе их роста до­полнилось присоединением газов, в основном водорода и гелия.

Некоторые массы. Солнечной системы по отношению к массе Земли*

Солнце

Юпитер

Сатурн

Нептун

Уран

Земля

Венера

Марс

Меркурий

Плутон

Общая масса планет

Общая масса спутников планет

Общая масса малых планет

Общая масса комет и метеоритного вещества

Общая масса планетарной системы

Масса Земли составляет оком 73 500 000 000 000 000 000 т

Самые большие объекты в Солнечной системе

Диаметр (км) Небесное тело

Звезды — космические тела, состоящие из сильно ионизированного газа, в которых, во-первых, вся энергия, высвобождаемая при термо­ядерных реакциях, излучается через звездную атмосферу в космос и, во-вторых, давление газа внутри звезды уравновешивает вес ее внешних слоев. В звездах заключено более 90% всего вещества Вселенной. Яркость звезды в основном зависит от ее массы.

Спектральная классификация звезд

Детальная классификация буквами, а подклассы — цифрами,

Звездных спектров была разрабо — Класс О — самые горячие звез-

Тана в начале XX в. в Гарвардской ды во Вселенной: температура их

Обсерватории (США). Отдельные поверхности достигает 40 000 К. Ос-

Классы звезд обозначаются в ней новные линии спектра — слабые

Линии водорода и ионизированно­го и нейтрального гелия. Цвет звез­ды — голубой.

Класс В — менее горячие звезды (около 15 ООО К). Линии водорода и гелия более четкие. Цвет звезды

— голубовато-белый.

Класс А — широкие линии во­дорода, линий гелия нет. Темпера­тура — около 8500 К. Цвет звезды

— белый.

Класс F — слабые линии водо­рода, много линий ионизирован­ных металлов, в частности железа. Температура на поверхности — около 6600 К. Цвет звезды — жел­то вато-белый.

Класс G — звезды со спектром, подобным солнечному. Температура—

Около 5500 К. Цвет звеащы — желтый.

Класс К — звезды более холод­ные, чем Солнце. Температура — 4100 К. Слабые линии водорода, линии нейтральных металлов уси­лены, видны слабые полосы мо­лекул СН и CN. Цвет звезды — оранжевый.

Класс М— самые холодные звез­ды с температурой около 2800 К. Интенсивны линии металла, а так­же полосы молекул, особенно оки­си титана. Цвет звезды — красный. Класс М делится на три немного­численные группы холодных звезд спектральных классов R, N и S. В классах R и N видны темные поло­сы углерода и циана, а в классе S — окиси циркония.

Классы светимости звезд

Класса Название

Ярчайшие сверхгиганты Яркие сверхгиганты Нормальные сверхгиганты Яркие гиганты Нормальные гиганты Субгиганты

Карлики главной последовательности

Субкарлики

Белые карлики

Характеристика некоторых типов звезд

Красные карлики — наиболее распространенный тип звезд. По размеру они меньше Солнца, од­нако очень экономно расходуют свою энергию, что позволяет им существовать в течение десятков миллиардов лет.

Белые карлики — очень малень­кие и плотные звезды с высокими поверхностными температурами. Их радиус в сред кем равен земно­му, а масса соответствует массе Солнца. Светимость белых карли­ков в несколько тысяч раз меньше светимости Солнца. Белые карли­ки представляют собой конечную стадию эволюции звезд не очень больших масс. Ядерных источников энергии в звезде уже нет, и она еще очень долго светит, медленно остывая. Белые карлики устойчи­вы, если их масса не превышает 1,4 массы Солнца. Такой путь раз­вития ожидает и наше Солнце: че­рез 6—7 млрд. лет оно, пройдя ста­дию красного гиганта, станет бе­лым карликом.

Красные гиганты — промежу­точное состояние звезды, в кото­рой водород в центральной ее час­ти превратился в гелий. Она уве­личивается в размерах, и хотя тем­пература ее поверхности падает, излучаемая звездой энергия возра­стает во много раз, а в гелиевом ядре звезды начинается реакция превращения гелия в углерод. Мас­са этих звезд приблизительно рав­на массе Солнца.

Сверхгиганты — очень редкие звезды, поражающие своими раз — мерами. Диаметр гиганта Бетель — гейзе в созвездии Ориона достига­ет 1000 млн. км — почти в 300 раз больше Солнца.

Новые звезды — звезды, блеск которых неожиданно возрастает в сотни, тысячи, а иногда и в мил­лионы раз. Достигнув наибольшей яркости, новая звезда начинает гас­нуть и через некоторое время (око­ло года) возвращается в спокойное состояние. Во время вспышки но­вые звезды выбрасывают с высо­кой скоростью газ. Все новые звез­ды — двойные, состоящие из бе­лого карлика и нормальной звезды, по массе и размерам немного усту­пающей Солнцу. Вспышки являют­ся результатом взаимодействия этих звезд и происходят с периодичнос­тью от 10 тыс. до 1 млн. лет.

Сверхновые звезды — конечный этап эволюции достаточно массив­ных звезд, при котором они, по­теряв значительную часть своей массы, утрачивают способность сопротивляться силе гравитации, и за долю секунды ядро звезды взрывается, разрывая ее на куски. В максимуме блеска она светит как несколько миллиардов звезд, по­добных Солнцу, а выделяемая энергия сопоставима с энергией, которую Солнце излучило за все время своего существования. Веще­ство звезды разлетается во все сто­роны со скоростью от нескольких тысяч до 20 тыс. км/с. Сверхновая звезда «разгорается» примерно в течение десяти дней, после чего ее блеск начинает медленно ослабе­вать, пока она не превратится в быстро вращающукхж нейтронную звезду или пульсар.

Нейтронные звезды и пульсары. Нейтронные звезды образуются после исчерпания Источников тер­моядерной энергии в недрах обыч­ной звезды, если ее масса к этому моменту превышает 1,4 массы Сол­нца. Это очень маленькие сверх­плотные небесные тела. Их диаметр не превышает нескольких десятков километров, а масса примерно рав­на массе Солнца. Плотность в ней­тронных звездах достигает 1 млн. т в 1 см3 и более. При этом ядра рас­падаются на нейтроны и протоны, а скорость электронов настолько велика, что происходит их слия­ние с протонами, причем элект­рические заряды электронов ней­трализуются и образуются нейтро­ны. Нейтронные звезды могут быть и пульсарами — радиоисточника­ми огромной мощности, чье элек­тромагнитное излучение изменяет­ся строго периодически: от долей секунды до нескольких минут.

Черные дыры. Они возникают в конце эволюции достаточно мас­сивных звезд. После исчерпания запасов ядерного горючего звезда теряет устойчивость и под действи­ем собственной гравитации начи­нает быстро сжиматься. Происхо­дит так называемый гравитацион­ный коллапс. Сила гравитации в черных дырах настолько велика, что ее не может покинуть даже све­товое излучение. Вблизи черных дыр должны резко изменяться свойства пространства и времени.

Переменные звезды — звезды с изменяемым видимым блеском. Де­лятся на пульсирующие, эруптив­ные (взрывные) и затменные. Пульсирующие звезды обладают плавным изменением блеска. Для взрывных звезд характерны одно­кратные или повторяющиеся вспышки взрывного характера с внезапным увеличением яркости (сверхновые, новые, повторно новые звезды). Затменные звезды — двойные звезды, которые пооче­редно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска.

Цефеиды — пульсирующие пе­ременные звезды, блеск которых плавно и периодически меняется. Название происходит от звезды дельта Цефея. Причиной этих из­менений является пульсация вне­шних слоев звезды — поочередное сжатие и расширение под действи­ем сил притяжения к центру звез­ды и давления газа. Период изме­нения блеска цефеиды зависит от ее светимости. Одна из самых из­вестных цефеид — Полярная звез­да в созвездии Малой Медведицы.

Двойные звезды — пары звезд, связанных в одну систему силами тяготения. Обе звезды описывают свои орбиты вокруг общего цент­ра масс. Существуют тройные, чет­верные звезды; их называют крат­ными. Около 70% всех звезд вхо­дит в состав двойных или кратных звезд различного вида.

Созвездия

По международному соглашению небо разделено на 88 созвездий.