Сайт викладача фізики

Загальні відомості про об’єкти Сонячної системи.

 

 

Тема 3. Загальні відомості про об’єкти Сонячної системи.

§14. Загальні відомості про Сонце.

§15. Загальні відомості про Землю.

§16. Місяць – природний супутник Землі.

§17. Планети земної групи.

§18. Планети-гіганти.

§19. Карликові планети та малі тіла Сонячної системи.

 

Тема 3.   Загальні відомості про об’єкти Сонячної системи.

Нагадаємо, Сонячна система – це сукупність гравітаційно пов’язаних космічних об’єктів, які обертаються навколо Сонця (мал.2). Про загальний устрій цієї системи та про закономірності механічного руху її об’єктів, ви вже знаєте. Про те як виникла ця система, ми поговоримо в процесі вивчення теми «Основи космології». Наразі ж мова піде про загальний устрій та загальні характеристики основних елементів Сонячної системи. А цими елементами є Сонце, планети та їх супутники, карликові планети, астероїди, комети, метеорити, тощо.

 

§14. Загальні відомості про Сонце.

 

Сонце – це одна з незліченних зірок нашого Всесвіту. При цьому, за мірками сучасного Всесвіту, воно є активною зіркою середніх розмірів, середньої маси, середнього віку та середньої світності (енергетичної потужності). Сонце представляє собою розжарену газоподібну кулю, температура поверхні якої близька до 5800К. Радіус цієї кулі 695·10⁶м, що в 109 разів перевищує радіус Землі. А це означає, що об’єм Сонця в (109)³=1,3·10⁶ разів більший за об’єм Землі. Маса Сонця близька до 2·10³⁰кг, що  в 330 000 разів перевищує масу Землі і в 750 разів – загальну масу всіх планет Сонячної системи. Середня густина Сонця 1,4 г/см³, що в 4 рази менше за середню густину Землі. Прискорення вільного падіння на умовній поверхні Сонця становить 274 м/с² і тому вага тіл на цій поверхні приблизно в 28 разів більша аніж на Землі.  Сонце, на 73% складається з водню, на 25% – з гелію і на 2% – з інших хімічних елементів. Джерелом тієї енергії яку постійно випромінює Сонце, є ті термоядерні реакції які відбуваються в розжарених до 13,5·10⁶К  надрах Сонця, і в процесі яких, ядра атомів водню перетворюються на ядра атомів гелію.

Дослідження показують, що Сонце знаходиться на відстані 30 000 св.р. від центру галактичного диску і обертається навколо цього центру з швидкістю 250 км/с. При цьому період обертання Сонця, становить 220 мільйонів років. Сонце обертається не тільки навколо центру Галактики, а й навколо своєї осі. Обертається в тому ж напрямку, що і планети Сонячної системи. Кут нахилу осі обертання Сонця до тієї площини в якій обертаються планети Сонячної системи (площини екліптики) становить 82°45′. Характерною особливістю обертання Сонця навколо своєї осі є факт того, що період цього обертання на екваторі та на полюсах суттєво різний: для точок близьких до екватора, цей період становить 25 діб, а для точок близьких до полюсів – 30 діб. Даний факт пояснюється тим, що Сонце обертається не як тверде тіло, а як газоподібна куля.

На перший погляд, Сонце представляє собою однорідну світлову кулю з чітко окресленими контурами, що дозволяє говорити про певні геометричні розміри Сонця і зокрема про його радіус, тобто відстань від геометричного центру Сонця до його поверхні. Насправді ж, чітко окресленої поверхні Сонця не існує. Цією поверхнею прийнято вважати відносно тонку, відносно щільну та відносно гарячу частину сонячної атмосфери, яку називають фотосферою. Загалом же, описуючи устрій Сонця виділяють наступні структурні шари (мал. 54):

– зона термоядерних реакцій (сонячне ядро);

– зона променистої рівноваги;

– зона конвекції;

– фотосфера;

– хромосфера;

– сонячна корона.

При цьому сонячне ядро, зону променистої рівноваги та зону конвекції відносять до внутрішніх шарів Сонця. А фотосферу, хромосферу та сонячну корона – до його зовнішніх шарів, тобто тих шарів які утворюють сонячну атмосферу.

Мал. 54. Загальний устрій Сонця.

Гранично стисло та спрощено описуючи параметри вище згаданих структурних шарів Сонця та ті процеси, що відбуваються в них, можна сказати наступне.

Сонячне ядро. Сонячним ядром називають ту центральну частину Сонця, радіус якої приблизно в 4 рази менший за радіус Сонця і в якій відбуваються термоядерні реакції. Густина речовини в центральній частині сонячного ядра близька до 150 г/см³, що в 150 разів більше за густину земної води і в 19 разів більше за густину звичного для нас заліза. Температура в центрі ядра близька до 15·10⁶К, а на його периферії – до 7·10⁶К. В сонячному ядрі відбуваються так званий водневий цикли термоядерних реакцій, в процесі якого чотири ядра атомів водню (чотири протони) об’єднуються в одне ядро атома гелію. При цьому, виділяється 26,71МеВ енергії. Узагальнюючий результат цих реакцій можна представити у вигляді наступних співвідношень:

4Н₊₁¹ → Не₊₂⁴ + 2е₊₁¹ + 24,67МеВ

2е₊₁¹ + 2е_-1¹ → 2,04МеВ.

Результатом подібних перетворень є факт того, що в надрах Сонця, у повній відповідності з рівнянням Е=mc², 4,26·10⁹кг речовини щосекундно перетворюється на 3,8·10²⁶Дж енергії. Ця енергія поступово проходячи через зону променевої рівноваги та зону конвекції, досягає фотосфери і випромінюється у вигляді сонячного світла.

Зона променистої рівноваги. Над ядром, на відстані до 0,7 радіуса Сонця знаходиться так звана зона променистої рівноваги (зона променистого переносу). Температура цієї зони поступово зменшується від 7·10⁶К до 2·10⁶К, а її густина зменшується від 20 г/см³ до 0,2 г/см³. Перенос енергії в зоні променистої рівноваги здійснюється головним чином шляхом випромінювання та поглинання фотонів світла (зазвичай світла рентгенівського та ультрафіолетового спектрів). Це означає, що в процесі надзвичайно інтенсивного хаотичного руху заряджених частинок, ці частинки постійно випромінюють та поглинають відповідні світлові фотони (кванти електромагнітних хвиль). При цьому, потрібно мати на увазі, що напрям руху цих фотонів є усереднено хаотичним і тому вони можуть потрапляти як до більш високих так і до більш низьких шарів зони променистої рівноваги. А це означає, що в зоні променистої рівноваги загальна швидкість руху фотонів в напрямку поверхні Сонця є досить низькою.

Зона конвекції. Між зоною променистої рівноваги та фотосферою Сонця знаходиться так звана зона конвекції (конвекційна зона). Температура внутрішніх шарів цієї зони змінюється від 2·10⁶К до 6000К, а їх густина – від 0,2 г/см³ до 0,000003 г/см³ (що в сотні разів менше за густину звичного для нас повітря). Наочним аналогом тих процесів що відбуваються в надрах зони конвекції є нагрівання води в посудині: полум’я нагріває нижні шари води, при цьому, в результаті теплового розширення ці шари стають менш густими і тому витісняються вгору більш холодними та відповідно більш густими шарами води. Аналогічні процеси відбуваються і в надрах зони конвекції: та енергія яка випромінюється зоною термоядерних реакцій і яка переноситься зоною променистої рівноваги, нагріває нижні шари зони конвекції та спричиняє певний кругообіг речовини в ній. Рух речовини в конвекційній зоні Сонця не є хаотичним, а представляє собою певні відносно стійкі вихрові циркуляції. Одним з наслідків цих циркуляцій, є факт того, що поверхня Сонця представляє собою сукупність величезної кількості відносно дрібних фрагментів, які прийнято називати гранулами.

Ті вихрові циркуляції що відбуваються в надрах конвекційної зони, а по суті потужні вихрові електричні струми, створюють відповідно потужні магнітні поля. Одним з наочних проявів цих полів є поява на поверхні Сонця так званих сонячних плям. Ці плями представляють собою достатньо великі фрагменти сонячної поверхні, які відрізняються тим, що їх температура приблизно на 1000К менша за середню температуру цієї поверхні. Наявне зниження температури сонячних плям пояснюється наступним чином. Ті потужні вихрові струми які виникають в надрах конвекційної зони Сонця, створюють відповідно потужні магнітні потоки. А ці магнітні потоки, у відповідності з законом електромагнітної індукції, протидіють причині їх появи, тобто протидіють тим вихровим струмам які і створюють відповідне магнітне поле. По суті це означає, що те магнітне поле яке створюється вихровими циркуляціями високо температурної плазми, певним чином гальмує ці циркуляції, а отже сприяє зниженню температури в них.

Фотосфера. Фотосфера (від грец. photos – світло, sphaira – куля) – відносно тонкий нижній шар сонячної атмосфери, що випромінює той неперервний спектр електромагнітних хвиль, який прийнято називати видимим світлом. Оскільки товщина фотосфери є відносно малою (приблизно 300км, що менше тисячної частини радіуса Сонця), та зважаючи на факт того, що власне фотосфера випромінює те світло яке викликає наші зорові відчуття, саме фотосферу умовно називають поверхнею Сонця. Усереднена (ефективна) температура фотосфери Сонця 5800К. При цьому реальна величина цієї температури плавно змінюється від 6600К (для гранично нижніх шарів) до 4400К (для гранично верхніх шарів). Густина фотосфери змінюється від 3·10^-6г/см³ до 3·10^-7г/см³, що усереднено в тисячу разів менше за густину атмосферного повітря Землі (ρ=1,29·10^-3 г/см³).

Потрібно зауважити, що поверхня Сонця, а по суті його фотосфера, є не однорідною (мал.55). Ця поверхня представляє собою сукупність величезної кількості вихрових збурень (гранул), які динамічно змінюючи одна одну, в одних місцях утворюють області підвищеної температури та відповідно більшої яскравості, а в інших – області зниженої температури, а отже і меншої яскравості (сонячні плями). Крім цього, цю поверхню час від часу збурюють потужні викиди речовини, які прийнято називати протуберанцями (від лат. protubero – здуватись).

Мал. 55. Поверхня Сонця є не однорідною і представляє собою певну складну динамічну систему.

Хромосфера. Хромосферою (від грец. chroma – колір) називають той шар атмосфери Сонця, який знаходиться між його фотосферою та короною і який характеризується поступовим зростанням температури від 4400К (на межі з фотосферою) до 100·10³К (на межі з сонячною короною). Хромосферу Сонця можна спостерігати під час повних сонячних затемнень, тобто в ті моменти, коли Місяць практично повністю закриває видимий диск Сонця. При цьому, можна помітити, що затемнений Місяцем диск Сонця, оточує відносно тонке рожеве кільце з не явно вираженими контурами. Це кільце і є хромосферою Сонця. А його рожевий колір пояснюється фактом того, що основною складовою сонячної хромосфери є атоми водню, які при енергетичному збудженні випромінюють такий лінійчастий спектр, результуючий колір якого рожевий. Товщина хромосфери близька до 14 тис.км. При цьому її верхні контури є такими, що схожі на язики того полум’я яке утворюється при горінні сухої трави. Ці схожі на язики полум’я утворення називаються спікулами (від лат. spiculum – вістря).

Сонячна корона. Зовнішню частину сонячної атмосфери прийнято називати сонячною короною. Сонячна корона представляє собою надзвичайно розріджену високотемпературну плазму, густина якої в мільярди разів менша за густину фотосфери, а температура близька до 2·10⁶К. Яскравість сонячної корони в мільйони разів менша за яскравість фотосфери і тому за звичайних умов сонячна корона є практично не видимою. Її можна спостерігати лише в моменти повного сонячного затемнення. В ці моменти, затемнений Місяцем диск Сонця оточує сріблясте сяйво, яке і є видимою частиною сонячної корони (мал.56).

Мал. 56. Загальний вигляд сонячної корони в момент повного сонячного затемнення.

Товщина сонячної корони приблизно дорівнює двом радіусам Сонця. Втім, ця товщина визначальним чином залежить від активності тих процесів які відбуваються в надрах Сонця. Скажімо в періоди низької сонячної активності, над приполярними областями Сонця виникають так звані корональні діри – області сонячної корони, які характеризуються наднизькою густиною високотемпературної плазми і які в спектрі видимого світла є практично невидимими. В періоди ж високої сонячної активності, сонячна корона практично рівномірним шаром оточує всю сонячну сферу.

Оскільки температура тієї розрідженої речовини що утворює сонячну корону є надзвичайно високою (над активними зонами, до 20·10⁶К), то відповідно великою є і величина кінетичної енергії частинок цієї речовини. (Нагадаємо, температура (Т) – це міра середньої кінетичної енергії частинок речовини, виміряної не в джоулях, а в кельвінах). В такій ситуації, навіть потужне гравітаційне поле Сонця, не може утримати ті високо енергійні частинки, що знаходяться в віддалених шарах сонячної корони. Зважаючи на ці обставини, певна кількість частинок сонячної корони, неперервним потоком вилітає в міжпланетний простір, утворюючи так званий сонячний вітер. Сонячний вітер представляє собою потік заряджених частинок (головним чином електронів, протонів та α-частинок), які безповоротно вилітають за межі сонячної атмосфери. На відстані орбіти Землі, швидкість частинок сонячного вітру близька до 500км/с. При цьому усереднена концентрація цих частинок мізерно мала: 5 частинок на см³. Попри таку мізерну концентрацію, загальна кількість тієї речовини яка «випаровується» з сонячним вітром є надзвичайно великою. За рік ця кількість дорівнює 1·10¹⁶кг, що становить 2·10^-14 від загальної маси Сонця.

Потрібно зауважити, що коли ми говоримо: “температура того розрідженого газу який утворює сонячну корну близька до 2·10⁶К”, то термін “температура” застосовуєм досить умовно. Адже мова йде лише про те, що у відповідних областях сонячної атмосфери, середня кінетична енергія тих частинок з яких ця атмосфера складається, відповідає температурі 2·10⁶К, тобто становить 4,1·10^-17Дж або 258еВ. При цьому ви маєте розуміти, що на тих висотах де частинки зустрічаються настільки рідко, що довжина їх вільного пробігу вимірюється десятками і сотнями кілометрів, загальна енергія потоку цих частинок є надзвичайно малою.

Причиною тих процесів які відбуваються в сонячній атмосфері є певна сукупність складних явищ, які позначають терміном сонячна активність. Сонячна активність – це сукупність тих явищ, які відбуваються в атмосфері Сонця і які обумовлені тими процесами, що відбуваються в його надрах. Певними проявами сонячної активності є гранульована структура фотосфери та наявність в ній сонячних плям, сонячних факелів та спалахів. Наявність в сонячній атмосфері спікул, протуберанців, корональних петель, корональних викидів, тощо. Проявами сонячної активності є утворення сонячного вітру та інтенсивних потоків ультрафіолетового і рентгенівського випромінювання. По суті результатом сонячної активності є і факт того, що по мірі віддалення від поверхні Сонця, температура того розрідженого газу який утворює хромосферу та сонячну корону, не зменшується, а збільшується.

Дослідження показують, що сонячна активність характеризується певною періодичністю (циклічністю). Це означає, що з плином часу величина сонячної активності змінюється, і що ці зміни відбуваються з певною періодичністю. Зазвичай ця періодичність (проміжок часу між сусідніми максимумами або мінімумами активності) становить 11 років. При цьому потрібно мати на увазі, що величини пікових значень 11-річних циклів сонячної активності, в свою чергу також змінюються. І ці зміни відбуваються з періодичністю близькою до 90 років. Певні факти вказують і на те, що окрім вище згаданих циклів сонячної активності, існує ще й більш тривалий, тисячолітній цикл, періодичність якого близька до 1100 років.

Контрольні запитання.

1. У скільки разів маса Сонця більша за загальну масу всіх інших об’єктів Сонячної системи?

2. Опишіть внутрішній устрій Сонця.

3. Які процеси відбуваються в зоні ядерних реакцій?

4.Які процеси відбуваються в зоні конвекції?

4. Скільки тон речовини в надрах Сонця щосекундно перетворюється в енергію електромагнітного випромінювання?

5. Як сучасна наука пояснює причини появи сонячних плям?

6. Дайте загальну характеристику фотосфери Сонця.

 

§15. Загальні відомості про Землю.

 

Для людей та всього земного життя, безумовно найважливішою планетою Сонячної системи є Земля. Стисло характеризуючи параметри Землі як космічного об’єкту, можна сказати наступне.

Земля, це третя від Сонця планета Сонячної системи, яка належить до планет земної групи та є найбільшою з цих планет. Маса Землі 6,98·10²⁴кг; середня густина 5,52 г/см³; усереднене значення прискорення вільного падіння 9,8 м/с². Земля обертається навколо Сонця еліптичною (але дуже близькою до колової) орбітою, усереднений радіус якої 149,6·10⁶км. При цьому середня швидкість обертального руху Землі 29785 м/с, а період обертання 365,24 доби (зоряний рік). Крім цього, Земля обертається навколо своєї осі. Період цього обертання 23год 56хв 4,1с. Обертання Землі навколо своєї осі спричиняє зміну дня і ночі, а обертання навколо Сонця у поєднанні з нахилом осі обертання до площини екліптики, спричиняють зміну пір року.

Потрібно зауважити, що для земного спостерігача, реальна тривалість доби, а по суті видимий період обертання Землі навколо своєї осі, становить не 23год 56хв 4,1с, а 24год 00хв 00с. Дійсно, оскільки Земля обертається не тільки навколо своєї осі, а й навколо Сонця, то за той час поки певна точка поверхні Землі зробить повний оберт навколо своєї осі (23год 56хв 4,1с), Земля встигне зробити 1/365,24 = 0,002738 оберту в тому ж напрямку навколо Сонця. А це означає, що для видимого завершення повного добового оберту Землі, вона має обертатись певний додатковий час. І величина цього часу 3хв 55,9с.

Земля має форму дещо приплюснутої на полюсах і розтягнутої на екваторі сфери (еліпсоїда). При цьому, середній радіус Землі 6371км, а різниця між її екваторіальним та полярним радіусами становить 21,3км. Факт того, що форма Землі не сферична, а дещо еліпсоїдна, пояснюється фактом її обертання навколо своєї осі. Дійсно. Гравітаційні сили є такими, що прагнуть надати Землі ідеально сферичної форми. І якби Земля не оберталась навколо своєї осі, то була б сферичною. Однак в реальності Земля обертається. А це означає, що кожна її точка рухається з певним доцентровим прискоренням (а) і тому на неї діє певна відцентрова сила інерції (F_i = – ma). Власне ця сила і деформує Землю.

Описуючи загальний устрій Землі як твердого тіла, можна сказати наступне. Зовнішню тверду оболонку Землі називають земною корою. Земна кора є найбільш складною, найбільш неоднорідною і з практичної точки зору, найбільш важливою частиною земної кулі. Земна кора займає близько 1% від загального об’єму земної кулі та близько 0,5% від її загальної маси. В земній корі зустрічаються практично всі хімічні елементи, починаючи від гідрогену(Н₁¹) і закінчуючи ураном (U₉₂²³⁸). При цьому, основними хімічними складовими земної кори є оксиген (47%), силіціум (29,5%), алюміній (8,05%) та ферум (4,65%).

В залежності від геологічного складу і товщини, земна кора поділяється на материкову та океанічну. Товщина материкової кори становить 25 – 80 км, а товщина кори океанічної – лише 5 – 15 км. При цьому, материкова кора складається з трьох базових шарів: базальтового, гранітного та осадового, а океанічна кора має лише два шари – базальтовий та осадовий.

Мал.57.  Загальний устрій земної кори.

Базальтовими породами (базальтами)  називають сукупність тих кристалічних гірських порід, густина яких близька до 3,0 г/см³. Базальти представляють собою дрібнокристалічну гірську породу темного кольору. Основними складовими базальтів є: SiO₂ ≈ 50%, Al₂O₃ ≈ 16%, Fe₂O₃+FO ≈ 15%.

Гранітними породами (гранітами) називають сукупність тих кристалічних гірських порід, густина яких близька до 2,65 г/см³. Граніти представляють собою крупнокристалічну гірську породу, зазвичай світло сірого кольору. Основними складовими гранітів є: SiO₂ ≈ 70%, Al₂O₃ ≈ 15%, Fe₂O₃+FO ≈ 3%.

Осадовими породами називають сукупність тих порід які утворились в результаті механічної, вітрової, водяної, термічної, хімічної, біологічної та інших видів руйнації верхніх шарів земної кори, в результаті вулканічних, геофізичних та інших процесів, а також в результаті життєдіяльності живих організмів. Прикладами осадових порід є різноманітні глини, пісок, гравій, вапняки, ґрунти, глинисті сланці, поклади різних солей, поклади різноманітних руд, торфу, вугілля, тощо. Усереднена густина осадових порід близька до 2,2 г/см³.

По суті, тією твердою основою земної кори на яку спираються як материки так і океани є базальтовий шар. Цей шар опоясує всю земну кулю. При цьому його товщина в різних місцях є суттєво різною. Зазвичай, для континентальної земної кори товщина базальтового шару становить 20 – 30 км, а для кори океанічної  4 – 8 км.

Твердий базальтовий шар земної кори, плавно переходить в більш густу (ρ ≈ 3,4 г/см³), аморфно-в’язку масу, яку прийнято вважати верхньою частиною мантії Землі (верхньою мантією). Сукупність земної кори та верхньої мантії Землі називають літосферою (від грец. litos – камінь, spaira – сфера, куля).

Ясно, що по мірі заглиблення в надра Землі, температура речовини стає все більшою і більшою. При цьому, відповідна речовина стає все менш і менш в’язкою, а отже все більш і більш рідкою. І потрібно сказати, що по мірі заглиблення в надра Землі, поступово змінюються не лише температура, густина, тиск та агрегатний стан речовини, а й її хімічний склад. За певними відмінностями цього складу, та за рядом інших ознак, внутрішню частину земної кулі умовно розділяють на мантію, зовнішнє ядро та внутрішнє ядро.

Мантією називають ту внутрішню частину земної кулі, яка знаходиться між її твердою оболонкою (корою Землі) та ядром Землі. Прийнято вважати, що нижньою межею мантії є глибина 2900км. Мантія займає близько 83% від загального об’єму земної кулі та близько 67% від її загальної маси.

Ту частину земної кулі що знаходиться на глибині понад 2900км називають ядром Землі. Ядро займає близько 17% від загального об’єму земної кулі, та близько 33% від її загальної маси. Про устрій, хімічний склад, та ті процеси що відбуваються в земному ядрі, відомо лише на основі аналізу непрямих методів досліджень. А ці дослідження вказують на те, що ядро Землі складається з двох суттєво різних частин: рідкого зовнішнього ядра та умовно твердого внутрішнього ядра. При цьому, за сучасними уявленнями, магнітне поле Землі є результатом тих конвекційних потоків які постійно циркулюють в рідкому зовнішньому ядрі. Ядрі, яке майже на 80% складається з заліза.

Загальний устрій земної кулі представлена на мал.58.

Мал.58.  Схема загального устрою земної кулі.

Аналізуючи загальний устрій земної кулі, не важко звернути увагу на факт того, що земна кора є тонкою твердою поверхнею того в’язкого океану яким по суті є мантія Землі. При цьому виникає питання: а чому в цьому в’язкому океані не тонуть ті величезні глиби які називаються материками. Відповідь на це запитання прихована в аналізі густин тих матеріалів які є тілом мантії та земної кори. Дійсно. Густина того матеріалу що є тілом мантії становить від 3,4 г/см³ на її поверхні до 5,6 г/см³ – на межі з ядром Землі. Густина ж тих матеріалів з яких виготовлена земна кора є суттєво меншою: для базальтових порід 3,0 г/см³, для гранітових порід 2,65 г/см³, для осадових порід 2,2 г/см³. Ясно, що в такій ситуації, відносно легкі породи земної кори і мають плавати в більш густому мантієвому океані. Плавати подібно до того як лід (ρ=0,9 г/см³) плаває у воді (ρ=1,0 г/см³).

Дослідження показують, що земна кора не є суцільною і що вона складається з певної кількості великих фрагментів які називаються тектонічними (або літосферними) плитами. Виділяють сім великих тектонічних плит: Тихоокеанська, Євразійська, Північно-Американська, Південно-Американська, Африканська, Індо-Австралійська та Арктична. Крім цього існує ще вісім малих та над малих плит, найбільшими серед яких є плита Наска та Аравійська плита.

Мал.59. Карта тектонічних плит Землі.

Під дією тих конвекційних теплових потоків які постійно циркулюють у в’язкій мантії Землі, тектонічні плити певним чином переміщуються. При цьому в одних місцях, плити розходяться, в інших – наштовхуються одна на одну.

Розходження (дивергенція) тектонічних плит відбувається в зонах середньо-океанічних хребтів. Ці зони характеризуються так званими рифтами – системами довгих тектонічних розривів земної кори. Ці рифтові розриви заповнюються магматичною лавою, яка в процесі охолодження перетворюється на тверду базальтову основу земної кори. Загально відомим прикладом зони розходження тектонічних плит є Середньо-Атлантичний хребет, який тягнеться вздовж всього Атлантичного океану і має довжину понад 18 тис. кілометрів. По лінії цього хребта, дві групи континентальних плит (Євразійська і Африканська з одного боку та Північно Американська і Південно Американська – з іншого), з середньою швидкістю 2 см/рік, взаємно віддаляються, збільшуючи тим самим як площу земної кори так і площу Атлантичного океану.

Мал.60.  Загальна схема тих процесів, що відбуваються на межі активного контакту тектонічних плит.

Ясно, якщо в одному місці земної кори стає більше, то в іншому – її має ставати менше. І це дійсно відбувається. Відбувається в зонах зіткнення (конвергенції) тектонічних плит. Більшість подібних зон розташовані по периметру Тихого океану та утворюють так зване тихоокеанське вогняне коло.

В загальному випадку  можливі три варіанти зіткнення (конвергенції) тектонічних плит. 1). Континентальна плита стикається з океанічною плитою. При цьому більш щільна океанічна плита занурюється під континентальну. Наприклад по лінії західного берегу Південної Америки, океанічна тектонічна плита Наска занурюється під материкову Південно Американську плиту. Одним з наслідків цього занурення є утворення потужної прибережної гірської системи яку називають Андами.

2). Океанічна плита стикається з іншою океанічною плитою, або з океанічною частиною континентальної плити. При цьому одна з плит занурюється під іншу. Одним з наслідків такого занурення є утворення так званих острівних дуг. Прикладами таких дуг є Алеутські, Курильські, Маріанські, Соломонові та інші острівні архіпелаги.

3). Континентальна плита стикається з іншою континентальною плитою. При цьому відбувається зминання континентальної кори та утворення потужних гірських пасм. Наприклад результатом зіткнення Євразійської, Африканської та Індо-Австралійської плит стало утворення Альпійсько Гімалайського гірського поясу.

Не важко збагнути, що ті процеси які відбуваються в зоні активного контакту тектонічних плит супроводжуються різноманітними катаклізмами, як то землетруси, виверження вулканів, гейзерна активність, зсуви ґрунтів, цунамі, тощо.

Важливими складовими Землі є її гідросфера та атмосфера. Гідросферою Землі називають всю сукупність тієї твердої, рідкої та газоподібної води, що міститься на Землі. Складовими цієї сукупності є океани, моря, льодовики, річки, озера, болота, сніги, ґрунтові та підземні води, атмосферна волога і навіть та вода що входить до складу живих організмів. Загальна маса гідросфери Землі близька до 1,46·10²¹кг. Це приблизно 0,025% від загальної маси всієї планети і в 275 разів більше за масу атмосфери Землі. Левова частина гідросфери Землі (приблизно 96,5%) зосереджена в водах Світового океану, складовими якого є океани та моря, а також океанські та морські затоки. Ще приблизно 3,5% гідросфери Землі відносять до вод суходолу, складовими яких є річки, озера, болота, штучні водойми, льодовики, підземні та грунтові води. При цьому, левова частина вод суходолу зосереджена в льодовиках та підземних водах. Відносно незначна частина гідросфери (приблизно 0,001%) постійно зосереджено в атмосфері Землі.

Атмосфера (від грец. atmos – пар; sphaira – куля, сфера) – це газова оболонка планети, яка обертається разом з нею як єдине ціле. Атмосфера Землі представляє собою суміш газів, яку прийнято називати повітрям і до складу якої входять азот (78,08%), кисень (20,95%), аргон (0,93%), вуглекислий газ (0,03%) та певна кількість інших газів, зокрема гелію, неону, водню, метану, озону, криптону, ксенону, тощо. Вагомою складовою атмосферного повітря є водяний пар, кількість якого в різних географічних частинах атмосфери є різною і знаходиться в межах від 3% (для тропічних широт) до 0,00002% (для полярних областей). Крім цього, невід’ємною складовою атмосфери є певна кількість мікроскопічних домішок, починаючи від частинок земного та космічного пилу і закінчуючи вірусами та спорами рослин.

Точно оцінити лінійні розміри атмосфери практично не можливо. Адже не існує тієї чітко визначеної межі, яка відділяє те що можна назвати атмосферою, від того що прийнято називати космічним простором. Зазвичай, в науковій практиці умовною межею земної атмосфери прийнято вважати висоту 400км над рівнем світового океану. На цій висоті молекули зустрічаються настільки рідко, що довжина їх вільного пробігу близька до 60км. Втім, якщо говорити з практичної точки зору, то межею атмосфери Землі можна вважати висоту 100км над рівнем світового океану.

На завершення додамо, що атмосфера, гідросфера та літосфера Землі, перебувають у постійному взаємозв’язку. Власне всі ці “сфери” утворюють єдиний цілісний організм. В цьому організмі, атмосфера насичує гідросферу повітряними газами, а гідросфера – насичує атмосферу водяними парами. В цьому організмі, повітряні та водяні маси значною мірою формують ландшафт земної поверхні, а підземні річки та озера є не менш чисельними та повноводними за наземні. В цьому організмі, атмосфера, літосфера та гідросфера в своїй сукупності створюють сприятливі умови для процвітання життя, а те в свою чергу суттєво впливає на ті процеси що відбуваються в повітрі, воді та під землею.

Контрольні запитання.

1. Відомо, що тривалість земної доба 24год. 00хв. 00с. При цьому період обертання Землі навколо своєї осі становить 23год. 56хв. 4,1с. Як пояснити даний факт?

2. Дайте загальну характеристику внутрішнього устрою Землі.

3. Що є основою земної кори?

4. Чим відрізняються материкова та океанічна земна кора?

5. Яка основна причина руху тектонічних плит?

6. Яка основна причина появи гірських масивів?

7. Відомо, що вздовж серединної лінії Атлантичного океану проходить глибокий розлом земної кори в межах якого відповідні тектонічні плити поступово розходяться, а в місці розлому формується новий базальтовий шар земної кори. Чи означає цей факт, що площа земної поверхні збільшується?

 

§16. Місяць – природний супутник Землі.

 

Місяць – єдиний природний супутник планети Земля, який з періодичністю 27,3 доби,  обертається навколо цієї планети по слабо вираженій еліптичній орбіті, середній радіус якої 384 400 км, що еквівалентно 60  радіусам Землі. Маса Місяця 7,34·10²²кг. Середній радіус 1737 км. Середня густина 3,35 г/см³. Прискорення вільного падіння 1,62 м/с².

    

Мал. 61. Загальний вигляд та порівняльні розміри Землі і Місяця.

Відношення маси Місяця до маси Землі у порівнянні з подібною величиною для супутників інших планет дуже велике і становить 1:81. Наприклад у цьому порівняльному ряду, друге місце займає планета Нептун та його супутник Тритон, для яких співвідношення мас 1:700. Або наприклад, співвідношення мас Марса та його більшого супутника Фобоса становить 1:64000000. Зважаючи на ці обставини, систему Земля – Місяць можна вважати певною подвійною планетою, тобто такою системою, в якій не лише Земля визначально впливає на параметри руху Місяця, а й Місяць суттєво впливає на параметри руху Землі.

Скажімо, коли ми стверджуємо, що Місяць обертається навколо Землі, то це не зовсім відповідає дійсності. Адже фактично і Земля і Місяць певним чином обертаються навколо центру мас системи Земля – Місяць. А цей центр знаходиться на відстані 4650 км від центру Землі, тобто на глибині 1720 км. По суті це означає, що траєкторія руху Землі навколо Сонця не є строго еліптичною, а представляє собою певну комбінацію еліпса та кругових коливань, радіус яких 4650 км, а періодичність 27,3 доби (мал.62). Інша справа, що в масштабі руху Землі навколо Сонця, місячні коливання траєкторії цього руху є мізерно малими. Однак ви маєте знати, що такі коливання існують і що за певних обставин мають бути врахованими.

Мал. 62. Загальна картина траєкторії руху системи Земля – Місяць навколо Сонця.

Та як би там не було, а маса Землі все таки непорівнянно більша за масу Місяця і тому прийнято вважати, що вплив Місяця на загальну траєкторію руху Землі є не суттєвим і що саме Місяць обертається навколо Землі, а не якось інакше.

Як і Земля, Місяць обертається навколо власної осі. Однак період цього обертання, вточності дорівнює періоду обертання Місяця навколо Землі (27,3 доби). А це означає, що в процесі свого обертального руху, Місяць завжди повернутий до Землі однією і тією ж стороною, і що земний спостерігач може побачити лише половину (50%) його поверхні. Втім, оскільки та площина в якій Місяць обертається навколо Землі, нахилена до площини обертання Землі навколо Сонця (площини екліптика) під кутом 5°, то в реальності з Землі можна побачити близько 60% місячної поверхні. Крім цього, факт того що період обертання Місяця навколо своєї осі становить 27,3 доби, вказує на те, що тривалість місячної доби дорівнює 27,3 земних діб. А отже, тривалість місячного дня приблизно дорівнює двом земним тижням.

Сили гравітаційної взаємодії між Землею та Місяцем створюють цілу низку надзвичайно важливих та цікавих ефектів (явищ). Найвідомішим з них є морські припливи та відпливи. Про суть та причини цього явища ми говорили в §3. Тому просто нагадаємо. Під дією сили гравітаційної взаємодії Землі з Місяцем та тих сил інерції які виникають в процесі обертання Землі навколо своєї осі, відбувається певні періодичні коливання води світового океану. При цьому, періодичність цих коливань (12год. 26хв.) вдвічі менша за періодичність видимого обертання Місяця навколо Землі (24год. 52хв).

Мал. 63. В процесі обертання Землі навколо своєї осі та Місяця навколо Землі, під дією гравітаційних та інерціальних сил, створюється потужна хвиля, яка двічі на добу огинає земну кую.

Наявні на Землі припливні хвилі, не лише створюють періодичні коливання великих мас води, а й спричиняють більш глобальні процеси. Наприклад призводять до того, що з плином часу швидкість обертання Землі навколо своєї осі зменшується, а швидкість обертання Місяця навколо Землі – відповідно збільшується. Стисло та спрощено пояснюючи дані факти, можна сказати наступне. Оскільки швидкість руху приливної хвилі вдвічі більша за швидкість видимого з Землі добового обертання Місяця, то сили гравітаційної взаємодії Землі і Місяця дещо гальмують швидкість обертання Землі навколо своєї осі та відповідно прискорюють швидкість обертання Місяця навколо Землі.

А це означає, що з плином часу, тривалість земної доби стає все більшою і більшою. Скажімо 1,5 мільярдів років тому, тривалість земної доби становила 18 годин. А через 200 мільйонів років, ця тривалість становитиме 25 годин. З іншого боку, прямим наслідком припливного прискорення Місяця, є факт того, що з плином часу відстань між Землею і Місяцем неухильно збільшується. І швидкість цього збільшення становить 3,8 сантиметрів на рік.

Крім цього, припливні сили по суті відповідальні за факт того, що період обертання Місяця навколо своєї осі, вточності дорівнює періоду його обертання навколо Землі. Адже приливні хвилі виникають не лише на Землі, а й на Місяці. І ці хвилі гальмують як осьове обертання Землі, так і осьове обертання Місяця. А оскільки маса Місяця порівняно мала, то приливні сили вже давно змусили Місяць обертатись навколо своєї осі з періодичністю його обертання навколо Землі.

Потрібно зауважити, що приливні хвилі виникають не лише в океанах та морях, а й в усьому тілі планети, в тому числі і в її твердих частинах. Просто в твердих тілах приливні хвилі реалізуються не у вигляді очевидних переміщень речовини, а в її періодичних деформаціях. А ці приливні деформації неминуче призводять до виділення певної кількості теплоти. Власне ця теплота і є основним джерелом тієї енергії, що підтримує ту високу температуру яка існує в глибоких надрах Місяця.

Оскільки Місяць практично позбавлений газової оболонки (атмосфери) то його небо завжди чорне. Вночі на місячному небі можна побачити багато невидимих з Землі слабких зір. При цьому загальний вигляд зоряного небу буде практично таким же як і на землі. Вдень яскраво сяє Сонце і тому видно лише найбільш яскраві зорі і планети. Оскільки кут нахилу тієї площини в якій Місяць обертається навколо Землі до площини екліптики є малим, то над місячним горизонтом, Земля не піднімається вище 10?. Видимі з Місяця розміри Землі, в 3,7 разів більші за видимі з Землі розміри Місяця. При цьому яскравість видимої з Місяця освітленої півкулі Землі, приблизно в 50 разів більша за яскравість Місяця у повні. Подібно до того як з Землі, з певною періодичністю можна побачити різні фази Місяця, з Місяця можна побачити різні фази Землі.

Мал.64. Видимі з Місяця розміри Землі, в 3,7 разів більші за видимі з Землі розміри Місяця.

Відсутність атмосфери та велика тривалість дня і ночі, призводять до великих температурних перепадів на поверхні Місяця: від + 120°С вдень,   до – 190°С вночі. Втім, такі температурні перепади стосуються лише поверхні Місяця. Адже вже на глибині декількох десятків сантиметрів, температура місячного ґрунту є практично незмінною і близькою до – 30°С. Це пояснюється тим, що місячний ґрунт є дуже пористим і має низьку теплопровідність.

Навіть не озброєним оком видно, що деякі ділянки місячної поверхні є світлішими, а деякі – темнішими. Світліші ділянки поверхні Місяця, Галілей назвав материками, а темніші – морями. Більш детальні дослідження показують, що поверхня Місяця вкрита шаром суміші тонкого пилу та дрібного каміння, яку прийнято називати реголітом. При цьому на Місяці є великі рівнини які утворені застиглою кам’янистою лавою і які власне й називаються місячними морями. Місячні моря розташовані переважно в низинах і вкривають приблизно 25% поверхні Місяця (на видимій з Землі півкулі – приблизно 40%). Решта поверхні, це так звані материки, які представляють собою горбисту місцевість, яка візуально виглядає більш світлою.

Факт наявності заповнених кам’янистою лавою рівнин, безумовно вказує на те, що на ранніх стадіях свого еволюційного розвитку, надра Місяця були розігрітими до високих температур, а його поверхня характеризувалась високою вулканічною активністю.

Ще однією очевидною та загально відомою рисою місячного ландшафту є наявність величезної кількості кратерів. Частина з цих кратерів мають вулканічне походження, але переважна більшість, є результатом бомбування місячної поверхні великими та малими метеоритами. Розміри місячних кратерів найрізноманітніші, від дрібних ямок, до велетенських басейнів діаметром в сотні і навіть тисячі кілометрів. Крім кратерів, на Місяці трапляються й інші деталі рельєфу – хребти, куполи, гряди, долини, тощо.

На відміну від Землі, ландшафт якої в процесі руху тектонічних плит, землетрусів, вивержень вулканів, циклів льодовикових періодів, вітрової, водяної, хімічної, біологічної та інших ерозій, постійно змінюється, ландшафт Місяця за останні 3 мільярдів років залишається практично незмінним. За винятком тих випадків, коли на місячну поверхню падають метеорити та астероїди.

Дослідження показують, що Місяць, як і Земля, складається з певних шарів (мал.65). В центрі Місяця знаходиться відносно невелике (діаметром близьким до 300 км) тверде розпечене залізне ядро, оточене оболонкою розплавленого заліза. Навколо ядра знаходиться частково розплавлений прикордонний шар, який плавно переходить в товстий шар кам’яної мантії, яка в свою чергу, переходить в зовнішню оболонку Місяця – його кору. Середня товщина місячної кори близька до 60км, що значно перевищує середню товщину земної кори (приблизно 25км).

Мал.65.  Схема внутрішнього устрою Місяця.

Не дивлячись на те, що сучасна наука здатна обгрунтовано, доказово та практично посекундно пояснити еволюцію Всесвіту, від моменту його народження до далекого майбутнього, вчені так і не дійшли згоди у питанні походження Місяця. Відповідаючи на це питання, вони висунули низку більш менш обгрунтованих гіпотез і зокрема наступних.

– Гіпотеза відцентрового розділення: від протоземлі, яка швидко оберталась, під дією відцентрових сил, відділився шматок речовини, з якої потім утворився Місяць.

– Гіпотеза захоплення: Земля і Місяць утворилися незалежно одне від одного в різних частинах Сонячної системи. Коли Місяць пролітав близько до земної орбіти, він був захоплений гравітаційним полем Землі та став її супутником.

– Гіпотеза випаровування: з розплавленої протоземлі, випаровувалися величезні маси речовини, які потім сконденсувалися на орбіті та утворили протомісяць.

– Гіпотеза багатьох місяців: декілька маленьких місяців було захоплено гравітацією Землі, потім вони зіткнулися один з одним, зруйнувалися, а з їх уламків утворився  сучасний Місяць.

Але особливої популярності набула гіпотеза гігантського зіткнення. Згідно з цією гіпотезою, в одній з так званих точок Лагранжа (а саме в точці L4, див. мал.66), тобто в тій тоці де гравітаційний вплив Землі і Сонця є однаковим, якимось дивним чином сформувалась планета розміром з Марс. (Говорю «якимось дивним чином», бо в точку Лагранжа, певне тіло помістити можна, а от щоб в ній із об’ємної газо-пилової хмари природнім шляхом сформувалась планета розміром з Марс, то це тільки «якимось дивним чином»). І назвали цю планету Тейя. І от, одного прекрасного дня ця планета, невідомо з яких причин почала наздоганяти Землю. (Говорю «невідомо з яких причин», бо та точка Лагранжа в якій буцімто виникла планета Тейя, знаходиться на орбіті Землі і тому Тейя, з точно такою ж швидкістю як і Земля, мала би обертатись навколо Сонця. А щоб почати наближатись до Землі, Тейю мав би хтось масивний підштовхнути. Причому із мільйонів можливих напрямків штовхань, цей хтось, «невідомо з яких причин» обрав саме той, який сприяв зближенню Тейї з Землею). А наздогнавши Землю, Тейя так вдало стукнула її, що частина мантії Землі були викинуті на висоту 60 000 км, де і сформувався сучасний Місяць.

Мал.66. Загальна суть гіпотези гігантського зіткнення.

Чесно кажучи сумно, коли подібні конспірології, видають за серйозні наукові теорії. А тим більше в ситуації, коли нема жодних вагомих підстав вважати, що утворення системи Земля – Місяць відбувалось якось інакше аніж системи Сонце – його супутники, Марс – його супутники, Юпітер – його супутники, Сатурн – його супутники, Уран – його супутники, Нептун – його супутники, чи скажімо, інакше від надзвичайно розповсюджених у Всесвіті систем, які називаються подвійними зорями.

Контрольні запитання.

1. Чому траєкторія руху Землі навколо Сонця є не строго еліптичною, а хвилясто еліптичною?

2. Якщо Місяць обертається навколо своєї осі, то чому він завжди повернутий до Землі однією і тією ж стороною?

3. Чому швидкість обертання Землі навколо своєї осі (тривалість доби) повільно але неухильно збільшується?

4. Чому Місяць повільно але неухильно віддаляється від Землі?

5. В чому суть гіпотези гігантського зіткнення?

6. В чому конспірологічність (надуманість) гіпотези гігантського зіткнення?

7. Чи є вагомі підстави вважати, що утворення системи Земля – Місяць, відбувалось якось інакше аніж системи Сонце – його супутники, Марс – його супутники, …?

 

§17. Планети земної групи.

 

Чотири найближчі до Сонця планети (Меркурій, Венера, Земля, Марс), прийнято називати планетами земної групи (мал.67). Порівняно з планетами-гігантами (Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун), вони мають відносно невеликі розміри, велику густину (близько 5 г/см³) та тверду поверхню. Ці планети складаються переважно з кисню, кремнію, заліза та інших відносно важких елементів. В центрі планет земної групи знаходиться розпечене залізне нікелеве ядро, оточене мантією з силікатних порід. При цьому зовнішньою оболонкою цієї мантію є тверда кора, яку утворюють більш легкі силікатні породи. На поверхнях планет земної групи, є велике різноманіття вулканічних та метеоритних кратерів, пагорбів, гір, долин, ущелин, тощо.

Мал.67. Чотири найближчі до Сонця планети (Меркурій, Венера, Земля, Марс), прийнято називати планетами земної групи.

Температурно-кліматичні умови на кожній з планет земної групи є суттєво різними. І ця різність обумовлена не лише різновіддаленістю планет від Сонця, а й параметрами їх атмосфер, періодичністю обертання навколо Сонця та власної осі, нахилом осі обертання, тощо.

Про найбільшу і для нас найважливішу планету земної групи, планету Земля, ми вже говорили, тому наразі стисло охарактеризуємо параметри та особливості інших планет цієї групи.

Меркурій. Меркурій (названо на честь давньоримського бога торгівлі) – найближча до Сонця і найменша за розмірами та масою планета Сонячної системи. Її маса 3,3·10²³кг, що в 18 разів менше за масу Землі. Середній радіус Меркурія 2440км, що в 2,6 разів менше середнього радіусу Землі. Середня густина Меркурія близька до земної і становить 5,43 г/см³. Прискорення вільного падіння біля поверхні 3,7м/с². Гравітаційне поле Меркурія відносно слабке і тому, за наявного температурного режиму, ця планета практично не має атмосфери.

Меркурій – найшвидша планета Сонячної системи. Він облітає навколо Сонця приблизно за 30 земних діб. При цьому Меркурій дуже повільно обертається навколо своєї осі: один оберт за 60 земних діб. А це означає, що тривалість доби на Меркурії (60 земних діб), вдвічі більша за тривалість його року (30 земних діб). Оскільки вісь обертання Меркурія практично перпендикулярна до площини його обертання навколо Сонця, то на цій планеті практично відсутнє те, що можна назвати порами року.

Як найближча до Сонця планета, Меркурій одержує від нього найбільшу кількість енергії (в середньому у 7 разів більше ніж Земля). При цьому добовий перепад температур на Меркурії рекордно великий і сягає 630°С: від +460°С на екваторі вдень, до – 170°С в тому ж місці перед світанком. Такий перепад температур, прямий наслідок великої тривалості дня і ночі та практичної відсутності атмосфери.

Більша частина поверхні Меркурія вкрита застиглою лавою, склад якої близький до базальтового. При цьому верхній шар цієї лави подрібнений метеоритними бомбардуваннями до стану реголіту. В цілому ж, поверхня Меркурія схожа на місячну, але з меншим контрастом між темними та світлими регіонами (мал.68а).

Дані щодо густини та моменту інерції Меркурія, вказують на наявність в його надрах величезного залізо-нікелевого ядра, діаметр якого складає 2/3 від діаметра планети, а маса близька до 60% від її загальної маси. Це ядро вкриває силікатна мантія та тверда кора, загальною товщиною приблизно 410км. Судячи з наявності у Меркурія магнітного поля, в його надрах є рідкий електропровідний шар. Ймовірніше за все, ядро Меркурія, подібно до ядра Землі, складається з твердого внутрішнього та рідкого зовнішнього ядер (мал.68б).

Мал.68. Загальний виглід поверхні (а) та внутрішній устрій (б) Меокурія.

На завершення додамо, що серед видимих неозброєним оком планет, Меркурій найменш пристосований для візуальних спостережень. Адже більшу частину часу, він знаходиться або за Сонцем, або в його яскравому світлі. Над лінією горизонту, Меркурій можна побачити на вечірньому або вранішньому небі і лише в тих випадках, коли його видиме з Землі віддалення від Сонця є максимально великим. А такі випадки трапляються лише декілька разів на рік і тривають не більше десяти днів. При цьому тривалість перебування Меркурію над лінією горизонту, рідко перевищує одну годину. Проте навіть в ці періоди, побачити Меркурій на фоні достатньо світлого вечірнього або вранішнього неба, не просто. А тим більше зважаючи на факт того, що в ті моменти коли з Землі можна бачити Меркурій, він знаходиться в фазі напів місяця і тому спостерігач бачить освітленою лише половину диску планети.

Венера. Венера (названо на честь давньоримської богині кохання) – друга планета Сонячної системи, яка з періодичністю 224,7 земних діб обертається навколо Сонця по майже коловій орбіті, середній радіус якої 108,2 млн.км. Як і Меркурій, Венеру можна побачити на вечірньому або перед вранішньому небі. Але на відміну від Меркурія, на фоні зоряного неба, Венера перебуває набагато довше і світить набагато яскравіше. Достатньо сказати, що Венера це третій за яскравістю (після Сонця та Місяця) об’єкт небесної сфери, зоряна величина якого (в найбільш сприятливі дні) становить -4,6^m. А це означає, що яскравість Венери в 20 разів більше за блиск найбільш яскравої зірки північної зоряної півкулі – Сіріуса.

Маса Венери 4,87·10²⁴кг, що на 15% менше за масу Землі. Середній радіус Венери 6052м, тобто на 5% менше за середній радіус Землі. Середня густина Венери 5,2 г/см³, що на 5,5% менше за середню густину Землі. Прискорення вільного падіння на поверхні Венери 9,77м/с², що лише на 0,3% менше за відповідну величину для Землі.

Характерною особливістю Венери є факт того, що на відміну від Землі та всіх інших планет Сонячної системи, вона обертається навколо своєї осі в напрямку, протилежному до напрямку обертання навколо Сонця (мал.69). При цьому тривалість доби на Венері становить 117 земних діб.

Звичайно, факт того, що напрям осьового обертання Венери відрізняється від напрямку обертання інших планет, не є підставою для того, щоб говорити про якийсь особливий еволюційний шлях Венери, який кардинально відрізняється від еволюції всіх інших об’єктів Сонячної системи. Адже якби, наприклад, кут між віссю обертання Землі та площиною екліптики становив не 23,5° а 177° як у Венери, то і добове обертання Землі було б протилежним до напрямку її річного обертання. А зважаючи на те, що Венера знаходиться під потужним впливом як Сонця так і близької до неї масивної Землі, факт аномально великого нахилу осі її обертання, є цілком природним.

Мал.69. На відміну від всіх інших планет Сонячної системи, Венера обертається навколо своєї осі в напрямку, протилежному до напрямку її обертання навколо Сонця.

На перший погляд, Венера дуже схожа на Землю. Вона має приблизно таку ж масу, майже такі ж розміри, густину, параметри гравітаційного поля, тощо. Однак реальні умови на Землі і Венері кардинально різні. І джерелом цієї різниці є не стільки різна відстань до Сонця, скільки відмінності в атмосферах планет.

Венера має надзвичайно щільну та масивну атмосферу, основними складовими якої є вуглекислий газ (96,5%) та азот (3,5%). Тиск цієї атмосфери на поверхню Венери у 92 рази більший тиску земної атмосфери, а її маса лише в 3 рази менша за загальну масу наявної на Землі води. Верхні шари атмосфери Венери знаходяться в стані сильної циркуляції та обертання. На рівні верхніх шарів хмар, швидкість атмосферних потоків близька до 100м/с. Однак по мірі наближення до поверхні планети, швидкість вітрів зменшується і на рівні поверхні, не перевищує 1м/с.

Атмосфера Венери має великі відбивні властивості. (Наочним доказом того, є якравість Венери на нічному небі). Атмосфера Венери відбиває в навколишній космос близько 75% сонячного світла; (для порівнняння, земна атмосфера відбиває 36% світла). По суті це означає, що кількість тієї сонячної енергії яка потрапляє на поверхню Венери та на поверхню Землі, є приблизно однаковою. При цьому середня температура в приповерхневій частині Венери непорівнянно більша за земну і становить +480°С. А голорним винуватцем такого стану речей, є наявний в атмосфері вуглекислий газ. Цей газ має ту особливість, що майже не поглинає, та легко пропускає видиме світло і сильно поглинає та відбиває те інфрачервоне випромінювання на яке перетворюється це світло при взаємодії з поверхнею планети. Іншими словами, вуглекислий газ створює так званий парниковий ефект. Власне за рахунок цього парникового ефекту, в приповерхневому шарі Венери панує нестерпно висока температура.

Дослідження показують, що поверхня Венери представляє собою певні нашарування вулканічних базальтових лав з наявними ознаками активного вулканізму, атмосферної ерозії, сейсмічної та тектонічної активності. Найвищою гірською системою Венери є гори Максвелла, які утворились внаслідок тектонічної активності. Ці гори здіймаються на висоту до 10км над середнім рівнем поверхності планети. Вулкани Венери схожі на земні. Найбільшим з цих вулканів є гора Маат (мал.70) висота якої над середнім рівнем планети близько 8км. У порівнянні з Місяцем, Меркурієм та Марсом, на поверхні Венери практично немає невеликих ударних кратерів, що пояснюється захисною дією щільної атмосфери.

Мал.70. Найбільший на Венері вулкан – гора Маат (а).

Внутрішній устрій Венери дуже схожий на устрій Землі: розжарене залізо-магнієве ядро; масивна в’язка мантія та тверда оболонка – кора планети. Щоправда середня товшина твердої поверхні Венери дещо менша за земну і близька до 20км. Крім цього структура твердої поверхні Венери вказує на те, що ця поверхня утворилась відносно недавно. Цілком ймовірно, що ця поверхня утворилась після подій, які зруйнували попередні верхні шари старої кори, або цілком заховали їх під новими нашаруваннями.

У Венери і Землі близькі розміри, густини та внутрішній устрій. Проте Земля має досить потужне магнітне поле, а Венера – не має його (магнітне поле Венери, приблизно в 20 разів слабше за земне). За сучасними науковими уявленнями, напруженість магнітного полі планети, визначальним чином залежить від прецесії осі її обертання та кутової швидкості обертання. А саме ці параметри на Венері мізерно малі.

Марс. Марс (названо на честь давньоримського бога війни) – четверта планета Сонячної системи, яка з періодом 687 земних діб обертається навколо Сонця по дещо еліптичній орбіті, середній радіус якої 228 млн.км. Крім цього, Марс з періодом 24год 37хв обертається навколо своєї осі. А це означає, що тривалість марсіанського року майже вдвічі більша за земний рік, а тривалості марсіанської та земної доби, практично рівні. Нахил осі обертання Марсу до площини його обертання навколо Сонця, 65°. А це означає, що на Марсі як і на Землі відбуваються певні зміни пір року.

Маса Марса (6,4·10²³кг/м³) майже в десять разів менша за масу Землі. Його радіус (3385км), менший за радіус Землі вдвічі, а густина (3,93 г/см³) є найменшою серед планет земної групи. Прискорення вільного падіння на Марсі (3,7м/с²), а відповідно і вага тіл на ньому, втричі менші за відповідні величини на Землі.

Через більшу віддаленість від Сонця, Марс отримує на 57% менше енергії ніж Земля. Середня температура на повнрхні Марса −60°С. При цьому протягом доби та в залежності від пори року, ця температура істотно змінюється. Максимальне значення марсіанської температури не перевищує декількох градусів плюс, а мінімальне – близьке до 130° мінус.

Атмосфера Марса є надзвичайно розрідженою. Її тиск на поверхню планети в 160 разів менший аніж на Землі. Складовими марсіанської атмосфери є вуглекислий газ (95%), азот (3%), аргон (1,6%) та невеликі кількості кисню, метану і води. Завдяки постійним та значним перепадам температкр, в атмосфері Марса часто виникають потужні вітри, які піднімають в атмосферу планети велику кількість дрібного червонуватого пилу і створюють відповідно потужні пилові бурі. Цим червонуватим пилом є частинки оксиду заліза, а простіше кажучи іржі. А оскільки гравітаційне поле Марса є відносно слабким, то піднятий в його атмосферу пил не осідає протягом місяців.

Поверхня Марса характеризується великими перепадами висот та нерівномірністю в розподілі низинних рівнин і горбистих підвищень. Достатньо сказати, що на Марсі перепад висот між найвижчою та найнижчою точнами поверхні, становить 30км. Для порівняння на Землі, перепад між найвищою (вершина Евересту) та найнижчою (Маріанська впадина) точками поверхні дорівнює всього 19,7км. І це при тому, що лінійні розміри Землі вдвічі більші за лінійні розміри Марса.

На Марсі, вирівнені застиглими лавовими потоками рівнини, сильно контрастують з височинами які рябіють великими і малими вулканами, пагорбами, западинами, розломами та метеоритними кратерами. Марсіанські рівнини і пагорби покриті пилом та піском багатих на червонуваті оксиди заліза. Власне завдяки цьому, на фоні зоряного неба, Марс виглядає яскравою, червонуватою зіркою.

Головною геологічною принадою Марса є згаслий щитовий вулкан Олімп, який піднімається над навколишніми  рівнинами на понад 21 кілометр і є найвищою горою Сонячної системи. Найбільший подібний вулкан Землі (Мауна-Кеа), знаходиться в Гавайському архіпелазі і має висоту над рівнем дна океану 10,2км (а над рівнем поверхні океану – 4,2км).

Мал.71. Порівняльна картина найбільших гір Марса та Землі.

Ще однією загально відомою особливістю Марса є наявність на його полюсах так званих полярних шапок. Полярні шапки Марса двошарові. Нижній основний шар має товщину до двох кілометрів і представляє собою суміш звичайного льоду та марсіанського пилу. Це постійний шар шапок, який зберігається як в зимові так літні періоди. Сезонні зміни полярних шапок, які можна спостерігати навіть з Землі, відбуваються за рахунок верхнього шару. Цей шар складається з так званого «сухого льоду» (твердого вуглекислого газу) і має товщину до десяти метрів. В зимові періоди, вкрита цим шаром площа поверхні поступово збільшується, а в теплі пори року – відповідно зменшується.

Внутрішній устрій Марса подібний до устрою всіх планет земної групи: ядро, мантія, кора. Однак хімічний склад та температурні паратри надр Марса, є суттєво відмінними. Ядро Марса складається головним чином із заліза і сірки, має відносно низьку температуру (близько 1000°С) і є відносно не великим за розміром (радіус ядра близький до 900км) та масою (10% від загальної маси планети). Мантія Марса складається зі збагачених сірчистим залізом відносно легких силікарів. Кора планети має товщину близьку до 100км і складається зі збагачених залізом та сіркою гранітів.

Дослідження показують, що в’язке ядро Марса плавно переходить в мантію планети і тому є майже не рухомим. Це пояснює факт того, що магнітне поле Марса є дуже слабким (майже в 50 разів слабшим за магнітне поле Землі).

Марс має два маленьких природних супутники, які обертаються навколо нього в практично одній і тій же площині, кут нахилу якої до площини екватора планети 1°. Ближній до Марса супутник називається Фобосом і представляє собою камянисте тіло неправильної форми маса якого 1·10¹⁶кг, що в 64 млн. разів менше за масу Марса. Дальній супутник називається Деймосом і представляє собою кам’янисте тіло неправильної форми, маса якого 1,5·10¹⁵кг, що в 427 млн. разів менше за масу Марса.

Мал.72. Загальний вигляд супутників Марса.

Контрольні запитання.

1. Які загальні ознаки планет земної групи?

2. Чому температурно кліматичні умови на планетах замної групи є дуже різними?

3. Як по мірі віддалення від Сонця змінюється період обертання планет?

4. Чому добовий перепад температур на Меркурії з рекордно великим?

5. Відомо, що на відміну від інших планет Сонячної системи, напрям обертання Венери навколо своєї осі є потилежним до напрямку її обертання навколо Сонця. Чи означає даний факт, що Венера має якесь особливе походження?

6. Дослідження показують, що кількість тієї сонячної енергії яка потрапляє на поверхні Землі і Венери є майже однаковою. При цьому середня температура в приповерхневих шарах Венери близька до +480°С. Чому?

7. Наскільки обгрунтовані розмови про те, що на Марсі може існувати життя?

 

§18. Планети – гіганти.

 

Планети Сонячної системи прийнято розділяти на планети земної групи (Меркурій, Венера, Земля, Марс) та планети-гіганти Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун). До числа характерних ознак планет-гігантів відносяться:

1. Ці планети мають великі маси та розміри. Достатньо сказати, що 99% від загальної маси планет Сонячної системи, припадає на планети-гіганти. При цьому, навіть найменша з них (Уран), майже в 15 разів більша (масивніша) за Землю.

2. Планети-гіганти майже на 99% складаються з водню та гелію.

3. На відміну від планет земної групи, планети-гіганти не мають твердої поверхні. Їх газові оболонки поступово стають газово-паровими, потім паро-рідкими, рідкими, рідинно-металічними і нарешті – твердими.

4. Планети-гіганти мають відносно малу густину, середня величина якої близька до 1 г/см³.

5. Планети-гігпнти мають велику кількість супутників, зокрема: Юпітер – 79, Сатурн – 82, Уран – 27, Нептун – 14. (Переважна більшість з цих супутників є відносно дрібними космічними об’єктами, діаменр яких не перевищує 10 км).

6. Не дивлячись на свої величезні розміри, планети-гіганти відносно швидко обертаються навколо своєї осі (в середньому один оберт за 13 годин).

7. Велика маса планет-гігантів спричиняє гравітаційне нагрівання ядра планети до високих температур (понад 10000°С).

Мал. 73. Загальний вигляд та співвідношення розмірів планет Сонячної системи.

Відразу ж зауважимо, що для порівняльної зручності, характеризуючи параметри планет-гігантів, ми будемо визначати їх:

1) маси – не в кілограмах (кг), а в масах Землі М_¤ = 5,98·10²⁴кг;

2) радіуси – не метрах (м), а в радіусах Землі R_¤ = 6,37·10⁶м;

3) відстані до Сонця не в метрах (м), а в астрономімних одиницях (а.о.), тобто в відстанях від Землі до Сонця а.о. = 1,5·10¹¹м;

Юпітер. Юпітер (названо на честь давньоримського верховного бога-громовержця) – п’ята та найбільша планети Сонячної системи, маса якої більш ніж вдвічі перевищує загальну масу всіх інших планет, і в 318 разів масу Землі. Юпітер з періодичністю 11,84 земних років обертається навколо Сонця слабо вираженою еліптичною орбітою, середній радіус якої 5,2 а.о. При цьому, з періодичністю 10 годин, Юпітер обертається навколо своєї осі. Така велика швидкість осьового обертання, спричиняє помітну інерційну деформацію планети. Цю інерційну деформованість характеризують величиною, яка називається сплюснутістю планети. Сплюснутість Юпітера 6,5%. Скажімо для Землі, цей показник 0,2%.

За сучасними науковими уявленнями, Юпітер має наступний внутрішній устрій (мал.74). Зовнішній шар планети товщиною близько 1500км представляє собою газову оболонку, яка складається з водню (89%), гелію (11%) та незначної кількості інших елементів і яка називається атмосферою. За атмосферою знаходиться шар густої пароподібної речовини, основними складовими якого є все ті ж водень та гелій. Товщина цього шару близька до 7000км. Наступний шар товщиною близько 8000км представляє собою високотемпературну рідину, основною складовою якої є рідкий водень. Цей водень при температурі близькій до 7000°С і тиску близькому до 5·10⁶ атмосфер, перетворюється на так званий металічний водень, який відрізняється тим, що в ньому атоми водню, подібно до атомів металів, об’єднуються металічним зв’язком. А це означає, що відповідна речовина має високі електропровідні властивості. Шар металічного водню має товщину близько 30000км. Нарешті в центрі Юпітера знаходиться розжарене залізо-силікатне ядро, радіус якого 25000км. Температура в центрі ядра, близька до 25000°С, а тиск – до 50 млн. атмосфер.

Мал.74. Загальна картина внутрішнього устрою Юпітера.

Потрібно зауважити, що по мірі занурення в надра Юпітера, температура і тиск цих надр поступово збільшуються від t = −150°C; p = 0 атм. для верхніх шарів атмосфери, до t = 25000°C; p = 50·10⁶ атм. для надр ядра. Потрібно розуміти і те, що вище описаний устрій Юпітера є досить приблизним. Адже мова йде про певні теоретичні передбачення, які по мірі накопичення наукової інформації, можуть суттєво уточнюватись.

Якщо ж говорити про візуально доступну інформацію про Юпітер, то вона стосується його атмосфери. Адже видимою поверхнею Юпітера є ті щільні хмари які знаходяться на висоті 1000км над його «поверхнею». А візуальні дослідження показують, що атмосфера Юпітера, це надзвичайно складна, динамічна система, в якій постійно відбуваються надзвичайно бурхливі події. Ці події обумовлені двома базовими причинами. Перша полягає в тому, що Юпітер надзвичайно швидко обертається навколо своєї осі (один оберт за 9год 55хв 30с). А це означає, що лінійна швидкість тих точок поверхні які знаходяться на екваторі планети близька до 13 км/с, а на полюсі, ця швидкість є нульовою. Ясно, що в такій ситуації «поверхня» Юпітера, по-перше змушує атмосферу обертатись в напрямку обертання «поверхні». А по-друге, розриває цю атмосферу на окремі шари, які обертаються в одному напрямку, але з різними швидкостіми.

Другим визначальним джерелом тих бурхливих подій, що відбуваються в атмосфері Юпітера, є та енергія яка генерується в надрах планети. А дослідження показують, що в надрах Юпітера відбуваються певні енергогенеруючі процеси потужність яких вдвічі перевищує потужність тієї енергії яку отримує планети від Сонця. По суті, джерелом цієї енергії є поступове гравітаційне стиснення планети. Саме ця, генерована в надрах Юпітера енергія, створює в його атмосфері надзвичайно потужні вихрові потоки. А найвідомішим з цих атмосферних вихорів, є та Велика Червона Пляма яка ось уже триста років привертає до себе увагу астрономів.

Одним з наслідків швидкого обертання Юпітера та тих бурхливих подій, що відбуваються в його надрах, є потужне магнітне поле планети. А вимірювання показують, що магнітне поле Юпітера в 20 разів потужніше за земне.

Юпітер має надзвичайно велику кількість природних супутників. На сьогоднішній день їх налічується 79. Що правда, переважна більшість цих супутників (близько 50), представляють собою дрібні космічні тіла, діаметром від 2 до 10 км. Якщо ж говорити про найбільші супутники Юпітера, то їх всього чотири: Іо, Європа, Ганімад, Колліпсо (мал.75). Ці супутники були відкриті ще Галілеєм і тому називаються галілеєвими. Галілеєви супутники знаходяться на відстані від 6 до 26 радіусів Юпітера і обертаються в екваторіальній площині планети слабо вираженими еліптичними орбітами. Загальні характеристики цих супутників наступні.

Іо – найближчий до Юпітера галілеєвий супутник.

Маса – 8,9·10²² кг (1,19 мас Місяця).

Раліус – 1821 км (1,05 радіусів Місяця).

Густина – 3,5 г/см³ (1,05 густини Місяця).

Європа – найменший галілеєвий супутник.

Маса – 4,8·10²² кг (0,65 маси Місяця).

Радіус – 1569 км (0,90 радіуса Місяця).

Густина – 3,0 г/см³ (0,90 густини Місяця).

Ганімед – найбільший супутник Юпітера та Сонячної системи.

Маса – 14,8·10²² кг (2,02 мас Місяця).

Радіус – 2638 км (1,52 радіусів Місяця).

Густина – 1,94 г/см³ (0,58 густини Місяця).

Калліпсо – найвіддаленіший від Юпітера галілеєвий супутник.

Маса – 10,8·10²² кг (1,47 мас Місяця).

Радіус – 2410 км (1,38 радіусів Місяця).

Густина – 1,83 г/см³ (0,55 густини Місяця).

   

Мал.75. Загальний вигляд та співвідношення розмірів Юпітера та його галілеєвих супутників (Іо, Європа, Ганімед, Калліпсо).

         Сатурн. Сатурн (названо на честь давньоримського бога землеробства) – шоста за віддаленістю від Сонця та друга за розмірами планета Сонячної системи, маса якої 95,2 земних мас. Сатурн з періодичністю 29,46 земних років, обертається навколо Сонця, слабо вираженою еліптичною орбітою, середній радіус якої 9,6 а.о. При цьому з періодом 10 год. 36 хв. Сатурн обертається навколо своєї осі. Таке швидке обертання, спричиняє велику інерційну сплюснутість планети, яка становить 9,8% і є найбільшою серед планет Сонячної системи. Ще одним рекордом Сатурна, є його найменша серед планет середня густина, яка становить 0,687 г/см³. Тому, хоча маса Сатурна в тричі менша за масу Юпітера, їх екваторіальні радіуси відрізняються лише на 19%.

Внутрішній устрій Сатурна, його хімічний склад та ті процеси що відбуваються в надрах і атмосфері, дуже схожі на відповідні параметри Юпітера. Звичайно з урахуванням мас та розмірів цих планет. Певним же відображенням відмінностей в масштабах тих процесів які відбуваються в надрах Сатурну і Юпітера є їх магнітні поля. А магнітне поле Сатурна в 20 разів слабше за магнітне поле Юпітера і є співрозмірним з магнітним полем Землі.

Загально відомою візитівкою Сатурна є його знамениті кільця. Ці кільця складаються з безлічі крижаних частинок, розміром від міліметра до декількох метрів, які синхронно обертаються навколо Сатурна в його екваторіальній площині. Оскільки вісь обертання Сатурна, нахилена до площини його обертання навколо Сонця під кутом 26?44′, то в процесі обертального руху Сатурна, його кільця змінюють свою орієнтацію відносно Землі. При цьому, коли Земля знаходиться в площані кілець, то з Землі навіть в потужний телескоп їх майже не видно. Адже загальна товщина кілець не більше кілометра. Хоча їх загальна ширина сягає 137000км. До речі, подібні але менш щільні, менш ефектні та менш помітні кільця, мають всі планети-гіганти.

Як і Юпітер, Сатурн має велику кількість природних супутників. На сьогоднішній день їх налічують 82. Втім, як і у Юпітера, переважна більшість цих супутників, це дрібні космічні тіла, діаметр яких не перевищує 10 км. Якщо ж говорити про великі супутники, то у Сатурна він лише один – Титан. Титан – найбільший супутник Сатурна та другий за величиною в Сонячній системі: маса – 13,5·10²² кг (1,84 мас Місяця); радіус – 2575 км (1,48 радіусів Місяця); густина – 1,88 г/см³ (0,56 густини Місяця). У Титані зосереджено 95% маси всіх супутників Сатурна. Титан єдиний супутник в Сонячній системі який має щільну атмосферу. Ця атмосфера складається з азоту (98,4%) та метану (1,6%) і створює тиск на поверхню супутника в 1,5 земних атмосфер. Температура на поверхні Титану близька до –175°С. Поверхня Титану складається з водяного льоду та кам’янистих матеріалів. Рельєф поверхні відносно рівний, з перепадом висот до 2 км. На титані є метанові озера та ріки.

Уран. Уран (названо на честь давньогрецького бога неба) – сьома від Сонця планета Сонячної системи, яка з періодичністю 84,3 земних років обертається навколо Сонця майже круговою орбітою, середній радіус якої 19,2 а.о. Обертання Урану має дві особливості: 1) вісь його обертання майже горизонтальна (нахилена під кутом 98° до площини орбіти); 2) як і у Венери, напрям осьового обертання Урану, протилежний до напрямку його обертання навколо Сонця.

Маса Урану – 14,5 земних мас;

середній радіус – 4,0 земних радіусів;

середня густина – 1,27 г/см³;

період обертання навколо своєї осі – 17 год 14 хв;

інерційна сплющеність – 2,3%.

В загальних рисах, теоретична модель внутрішнього устрою Урану є наступною (мал.76). Зовнішньою оболонкою планети є масивна гелієво-воднева атмосфера з домішками інших речовин, зокрема метану, води та аміаку. Під масивною атмосферою знаходиться так звана крижана мантія планети, яка складається з суміші водяного, аміачного та метанового льоду. І потрібно зауважити, що ця так звана «крижана оболонка», фактично не є крижаною в загально прийнятому сенсі. Адже вона складається з початково відносно холодної та рідкої, а потім з все більш гарячої та умовно твердої суміші води, аміаку та метану, що знаходиться в умовах надвисокого тиску. Нарешті в центрі Урану знаходиться відносно невелике гаряче кам’яне ядро. Температура в центрі ядра близька до 10000?С, а тиск – до 8 млн. атмосфер.

Мал.76.  Загальна схема внутрішнього устрою Урана.

У порівнянні з іншими планетами-гігантами, атмосфера Урану є дуже спокійною. Однією з основних причин цього спокою є те, що на відміну від інших планет-гігантів, Уран генерує дуже мало тієї енергії, яка обумовлена гравітаційним стисненням планети. Дослідження показують, що Уран випромінює практично стільки ж енергії, скільки отримує від Сонця.

Подібно до Сатурна, Уран має систему кілець. Та на відміну від  сатурнових, ці кільця є менш одноріними, слабо вираженими, тьмяними та менш помітними. Вони складаються з відносно невеликої кількості дрібних частинок діаметром від міліметра до декількох дециметрів. Скоріш за все, ці кільця сформувались відносно недавно із того матеріалу який утворився в процесі руйнації одного чи декількох невеликих супутників Урану, яка відбувалась під дією приливних сил.

Уран, як і всі планети-гіганти, має систему супутників, яка налічує 27 переважно невеликих супутників. Найбільший серед них має назву Титанія. У Сонячній системі, Титанія є восьмим за розміром супутником, який має наступні характеристики.

Маса – 0,35·10²² кг (0,05 маси Місяця).

Радіус – 788 км (0,45 радіуса Місяця).

Густина – 1,71 г/см³ (0,51 густини Місяця).

Нептун. Нептун (названо на честь давньоримського бога морів) – найвіддаленіша планета Сонячної системи, яка з періодичністю 164,8 земних років обертається навколо Сонця, майже круговою орбітою, середній радіус якої 30 а.о.

Маса Нептуна – 17,2 земних мас;

середній радіус – 3,9 земних радіусів;

середня густина – 1,64 г/см³;

період обертання навколо своєї осі – 16 год 7 хв;

інерційна сплющеність – 1,7%.

Показовою є історія відкриття Нептуна. Після того як у 1781 році англійський астроном Вільям Гершель, в процесі астрономічних спостережень відкрив Уран, та розрахував параметри його орбіти, виявилися певні загадкові аномалії руху цієї планети. Намагаючись пояснити ці аномалії, англійський астроном Джон Адамс та французький астроном Урбен Левер’є, незалежно один від одного і приблизно в один і той же час, дійшли висновку, що аномалії траєкторії руху Урану, створює певна невідома планети. Спираючись на закони ньютонівської механіки, Адамс і Левер’є, визначили параметри цієї планети та вказали те місце де її потрібно шукати. Дане передбачення теорії було підтверджено німецьким астрономом Йоганом Галле, який 23 вересня 1846 року і зафіксував невідому планету саме в тому місці на яке вказувала теорія. Цією планетою і був Нептун.

Не дивлячись на те, що Уран і Нептун мають дуже схожі загальні параметри та внутрішній устрій, фактом залишається те, що в надрах Нептуна генерується набагато більше енергії, аніж в надрах Урана. Дослідження показують, що Нептун випромінює в навколишній простір у 2,6 рази більше енергії аніж одержує від Сонця. (Для Урана цей показник становить лише 1,06). Прямим наслідком даного факту є те, що в атмосфері Нептуна, подібно до атмосфер Юпітера і Сатурна, постійно відбуваються надзвичайно бурхливі процеси: шторми, вітри, буревії, тощо. І це при тому, що атмосфера Нептуна є надзвичайно холодною.

Подібно до Урану, Нептун має систему слабо виражених, тьмяних та ледь помітних кілець. Ну і звісно ж, як і всі планети-гіганти, Нептун має власну систему супутників, в якій налічується 14 переважно невеликих об’єктів. Найбільшим супутником Нептуна є Трион: маса – 2,14·10²² кг (0,29 мас Місяця), радіус – 1350 км (0,78 радіусів Місяця), густина – 2,06 г/см³ (0,62 густини Місяця). Тритон є єдиним супутником Сонячної системи, який обертається навколо своєї планети в напрямку, протилежному від напрямку обертання планети навколо своєї осі. Можливо колись, Тритон був невеликою самостійною планетою, яка оберталась навколо Сонця між Ураном і Нептуном, та будучи захотленою гравітаційним полем Нептуна стала його супутником, зберігаючи при цьому правильний для планети і «не правильний» для супутника напрямок руху.

Контрольні запитання.

1. Які загальні ознаки планет-гігантів?

2. Чому Юпітер і Сатурн мають велику сплюснупість?

3. За рахунок чого Юпітер та Сатурн випромінюють в навколишній простір набагато більше енергії аніж отримують від Сонця?

4. Чому атмосфери Юпітера і Сатурна складаються з окремих шарів, які обертаються в одному напрямку але з суттєво різними швидкостями?

5. Що представляє собою Велика Червона Пляма Юпітера? Які причини її появи та тривалого існування?

6. Що представляють собою кільця Сатурна? Чи мають подібні кільця інші планети-гіганти?

7. Які планетарні супутники є більшими за Місяць?

 

§19. Карликові планети та малі тіла Сонячної системи

 

Всі об’єкти Сонячної системи, тобто ті великі, малі та мікроскопісні тіла, які так чи інакше обертаються навколо Сонця, прийнято розділяти на три категорії: планети, карликові планети та малі тіла Сонячної системи.

Карликові планети.

Пояснюючи, чим планети відрізняються від карликових планет, можна сказати наступне. Як відомо в 1846 році, на основі теоретичних передбачень науки, було відкрито восьму планету Сонячної системи – Нептун. Даний факт надихнув астрономів на теоретично-експериментальні пошуки нових планет. А певні факти вказували на те, що за орбітою Нептуна має існувати ще одна планета. Пошуки цієї планети успішно завершились 13 березня 1930 року. Саме в цей день і була відкрита дев’ята планета Сонячної системи, яка отримала назву Плутон.

Що правда з’ясувалося, що Плутон, це дуже маленька планета, маса якої в 460 разів менша за масу Землі. Тим не менше, практично ні у кого не було сумнівів в тому, що Плутон – це планета. Ситуація змінилась лише після того, як в 2005 році, в недалеких околицях Плутона було відкрито ще три об’єкти, які як і Плутон обертались навколо Сонця та мали співрозмірну з ним (Плутоном) масу. А це означало, що ці об’єкти також претиндували на високе звання «планета». З іншого боку, параметри цих об’єктів, ну вже дуже сильно відрізнялись від того, що прийнято називати планетою. Зважаючи на ці обставини, провідна міжнародна організація астрономів (Міжнародний астрономічний союз), 16 серпня 2006 року прийняла рішення, згідно з яким, той об’єкт який претиндує на звання планета Сонячної системи, має задовільняти трьом умовам:

1. Цей об’єкт має безпосередньо обертатись навколо Сонця, тобто не бути супутником іншої планети

2. Він має бути масивним настільки, щоб під дією власних гравітаційних сил набути форму кулі.

3. На своїй орбіті, він має бути «гавітаційною домінантою», тобто таким, в околицях орбіти якого нема інших масивних тіл, окрім його власних супутників.

Плутон безпосередньо обертається навколо Сонця, має форму кулі, але не є гравітаційною домінантою на своїй орбіті. Адже разом з ним, цією ж орбітою навколо Сонця обертається величезна кількість інших об’єктів так званого пояса Койпера. І загальна маса цих об’єктів більш як в 10 разів перевищувала масу самого Плутона. А це означає, що Плутон не задовільняє третій умові прийнятих вимог. Зважаючи на це, Плутон втратив статус планети. Його, та ще чотири подібних космічних тіла, було віднесено до окремої категорії об’єктів Сонячної системи, які отримали назву карликові планети.

Карликова планета – це такий космічний об’єкт, який безпосередньо обертається навколо Сонця, є масивним настільки, щоб під дією власних гравітаціїних сил мати форму кулі, але не є гравітаційною домінантою на траєкторії свого руху. На сьогоднішній день, статус карликової планети мають чотири об’єкти з поясу Койпера (Плутон, Ерида, Макемаке Гуамеа) та один об’єкт з поясу астероїдів (Церера). Крім цього, ще п’ять об’єктів з поясу Койпера та три об’єкти з поясу астероїдів, притендують на цей статус.

Мал.77. Загальний вигляд та співвідношення розмірів карликових планет.

Плутон. Плутон (названо на честь давньогрецького бога підземного світу) – найбільш відома карликова планети. Дев’яте за розміром та десяте за масою небесне тіло, яке обертається навколо Сонця (без урахування супутників планет). Перший відкритий об’єкт з поясу Койпера.

Маса – 1,3·10²² кг (0,18 маси Місяця).

Радіус – 1187 км (0,68 радіуса Місяця).

Густина – 1,86 г/см³ (0,56 густини Місяця).

Середня відстань до Сонця – 39,5 а.о.

Орбіта Плутона має великий ексцентриситет (0,25), тобто є доволі витягнутою. Через витягнутість орбіти, Плутон то наближається до Сонця на відстань 29,6 а.о. то віддаляється на 49,3 а.о. Плутон має п’ять супутників, найбільший з яких Харон. Маса Харона лише у 8 разів менша за масу Плутона, тому фактично Плутон і Харон утворюють подвійну планетну систему.

Як і більшість тіл поясу Койпера, Плутон складається головним чином з камяних порід та льоду (переважно водяного). Температура поверхні Плутона близька до 42К (-231°С).

Мал.78. Земля і Місяць у порівнянні з Плутоном і Хароном.

Ерида. Ерида (названа на честь давньогрецької богині розбрату) – найбільш віддалена від Сонця карликова планета, яка серед карликових планет є другою за розміром і першою за масою.

Маса – 1,7·10²² кг (0,23 маси Місяця).

Радіус – 1163 км (0,67 радіуса Місяця).

Густина – 2,64 г/см³ (0,79 густини Місяця).

Середня відстань до Сонця – 68 а.о.

Орбіта Ериди дуже витягнута, її ексцентриситет дорівнює 0,43. За такої витягнутості еліптичної орбіти, максимальна відстань від Ериди до Сонця становить 97,6 а.о. а мінімальна – 38,5 а.о. А це означає, що в перигелії Ерида знаходиться ближче до Сонця аніж Плутон. Крім великого ексцентриситету, орбіта Ериди дуже сильно нахилена (під кутом 43,83°) до площини екліптики. В Сонячній системі, за ексцентриситетом та нахилом орбіти, Ерида поступається лише кометам.

Макемаке. Макемаке (названо на честь бога достатку в міфології корінних жителів острова Пасхи) – карликова планета з поясу Койпера.

Маса – 0,3·10²² кг (0,04 маси Місяця).

Радіус – 740 км (0,43 радіуса Місяця).

Густина – 1,7 г/см³ (0,50 густини Місяця).

Середня відстань до Сонця – 45,3 а.о.

Ексцентриситет орбіти – 0,16.

Нахил орбіти до площі екліптики – 28?.

Гаумеа. Гаумеа (названо на честь гавайської богині плодючості та дітородження) – карликова планета з поясу Койпера.

Маса – 0,4·10²² кг (0,05 маси Місяця).

Радіус – 718 км (0,41 радіуса Місяця).

Густина – 2,9 г/см³ (0,86 густини Місяця).

Середня відстань до Сонця – 43,1 а.о.

Ексцентриситет орбіти – 0,20

Нахил орбіти до площі екліптики – 28?.

Церера. Церера (названо на честь давньоримської богині родючості та хліборобства) – єдина карликова планета з поясу астероїдів.

Маса – 0,094·10²² кг (0,0128 маси Місяця).

Радіус – 470 км (0,27 радіуса Місяця).

Густина – 2,2 г/см³ (0,66 густини Місяця).

Середня відстань до Сонця – 2,77 а.о.

Церера є найбільшим та наймасивнішим тілом поясу астероїдів, в якому зосереджено 32% загальної маси цього пояса. Орбіта Церери лежить між Марсом та Юпітером. Подібно до планетарних орбіт, вона є слабкоеліптичною, тобто близькою до кола (ексцентриситет 0,08). Період обертання Церери навколо Сонця 4,6 роки.

Малі тіла Сонячної системи.

У Сонячній системі, окрім Сонця, восьми великих планет з їх великими та малими супутниками, п’яти карликових планет з їх супутниками, є так звані малі тіла Сонячної системи. До цієї групи космічних об’єктів відносяться астероїди та інші дрібні об’єкти поясу астероїдів, дрібні тіла поясу Койпера, комети та метеороїди.

Пояс астероїдів – область Сонячної системи, розташована між орбітами Марса і Юпітера, яка є місцем скупчення великої кількості кам’янистих тіл різних розмірів та форм, які називаються астероїдами, що в буквальному перекладі означає – зіркоподібними (від грец. aster – зоря, eidos – вигляд). Загальна маса поясу астероїдів не перевищує 5% від маси Місяця. Майже тритина цієї маси, зосереджена в найбільшому об’єкті поясу астероїдів, який називається Терера і який має статус планети карлика. Ще тритина маси поясу астероїдів міститься в трьох наступних за розмірами астероїдах, які притендують на статус планети карлика, і які називаються Паллада, Веста та Гігея. Але більшість астероїдів є значно меншими. При цьому астероїдів діаметром понад 50м налічується близько 300000. Якщо ж говорити про значно дрібніші астероїди (які за міжнародною класифікацією фактично є метеороїдами), то їх налічується декілька мільйонів.

В супереч поширеній думці про велику щільність об’єктів в поясі астероїдів, реальна їх щільність дуже мала. Достатньо сказати, що випадкова зустріч того космічного апарату що пролітає через пояс астероїдів, з яким небуть астероїдом, оцінюється як один до мільярда.

По суті, в тій частині Сонячної системи де знаходиться пояс астероїдів, мала сформуватись ще одна повноцінна планета. Однак, зважаючи на факт того, що саме в цій області, гравітаційні впливи Сонця і Юпітера є приблизно однаковими, створювані цими впливами гравітаційні збурення, постійно протидіяли конденсації речовини в єдине ціле. Результатом же тривалого еволюційного процесу став факт того, що в проміжку між Марсом і Юпітером планета не сформувалась. Натомість сформувалась система значно дрібніших кам’янистих тіл, які утворилися з більш важких атомів тієї речорини, що була в наявності у відповідній частині Сонячної системи.

Астероїди рухаються навколо Сонця в томуж напрямку, що і планети. В залежності від відстані до Сонця, їх період обертання коливається від 3,5 до 6 років. Більшість астероїдів рухаються по еліптичним орбітам, з есцентриситетом не більше 0,4. Нахил орбіти типового астероїда до площини екліптики не перевищує 30?.

Відносно висока концентрація тіл в поясі астероїдів, за астрономічними мірками часто, призводить до зіткнень між ними. Скажімо зіткнення між відносно великими астероїдами (діаметром понад 10км), відбуваються раз на 10 млн. років. Уламки подібних зіткнень, можуть як залишатись в системі поясу астероїдів (великі уламки), так і розлітатись по всій Сонячній системі (зазвичай дрібні уламки). Деякі з цих уламків зустрічаються з нашою планетою і падають на її поверхню у вигляді метеоритів. Дослідження показують, що практично всі знайдені на Землі метеорити (а точніше 99,8%), прилетіли з поясу астероїдів.

Пояс Койпера (названо на честь нідерланського астронома Джерарда Койпера) – область Сонячної системи, яка знаходиться за орбітою Нептуна і об’єкти якої перебувають у проміжку відстаней від Сонця, від 30 а.о. до 55 а.о. Хоча пояс Койпера і схожий на пояс астероїдів, але він приблизно в 20 разів ширший і в 100 разів масивніший. В поясі Койпера налічується близько 50000 об’єктів, діаметр яких понад 100км (В поясі астероїдів, таких об’єктів не більше 200). Найбільшими представниками поясу Койпера, є чотири карликові планети та пять об’єктів, які притендують на цей статус.

На відміну від об’єктів поясу астероїдів, які складаються головним чином з відносно важких гірських порід та металів, об’єкти поясу Койпера складаються переважно з легких летючих речовин, твердий стан яких прийнято називати льодом (вода, метан, аміак, тощо).

         Комети. Загально відомими об’єктами Сонячної системи є комети. Комета (від грец. kometes – довговолосий) – мале тіло Сонячної системи, яке обертається навколо Сонця, має ядро та так звану кому, яка зазвичай переходить у хвіст. Ядро комети складається з льоду та дрібних пористих камянистих частинок. Комою комети називають ту хмару газу і пилу, що оточує ядро комети. По суті кома виникає в процесі наближення комети до Сонця, та під дією тієї сонячної енергії яка спричиняє випаровування летючих речовин з ядра комети. По мірі наближення комети до Сонця, кількість тієї речовини що випаровується з її ядра збільшується. Одночасно збільшується і тиск на цю речовину збоку сонячного світла та сонячного вітру. В такій ситуації частина коми витягується та перетворюється на хвіст комети, який під дією сонячного тиску відхиляється в напрямку від Сонця (мал.79). Хвости комет розрізняються довжиною і формою, не мають чітких обрисів та є майже прозорими, адже складаються з надзвичайно розрідженої речовини. Зазвичай, хвіст комети дещо роздвоюється: газова складова відхиляється більше, а пилова – менше. І це закономірно, адже на відносно важкі частинки пилу, сонячне світло та сонячний вітер впливають значно менше, аніж на легкі молекули газу.

Комети прийнято розділяти на короткоперіодичні та довгоперіодичні. Короткоперіодичними називають такі комети, які рухаються витягнутими еліптичними орбітами (ексцентриситет близький до одиниці) і період обертання яких менший 200 років. Траєкторія руху короткоперіодичних комет, якщо й виходить за межі пояса Койпера, то не на зачну величину. На сьогоднішній день налічується близько 400 короткоперіодичних комет.

Типовим прикладом короткоперіодичної комети є загально відома комета Галлея, яка з періодичністю 75,3 роки обертається навколо Сонця. Орбіта комети – витягнутий еліпс, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце (мал.79б). Перигелій комети (найменша відстань до Сонця) – 0,587 а.о.; афелій  (найбільша відстань до Сонця) – 35,1 а.о. Ексцентриситет орбіти 0,967. Діаметр ядра комети, приблизно 11 км. Маса ядра комети 2,2·10¹⁴ кг, що в три мільярди разів менше за масу Місяця. Густина ядра комети 0,6 г/см³, що майже вдвічі менше за густину води.

 

Мал.79. Вигляд комети Галлея на фоні зоряного неба (а). Схема руху комети Галлея (б).

Довгоперіодичними називають такі комети, які не мають підтвердження факту того, що огинали Сонце більше одного разу. Прийнято вважати, що період обертання таких комет понад 200 років. Довгоперіодичні комети з’являються з далеких глибиин космосу і мають практично параболічні орбіти. А це означає, що такі комети якщо і повертатимуться до Сонця, то не раніше ніж через тисячі років. А скоріш за все – не повертатимуться взагалі.

Прийнято вважати, що джерелом комет є пояс Койпера та так звана хмара Оорта. Вважається, що в процесі тих чи інших гравітаційних збурень та механічних зіткнень, деякі крижані тіла цих поясів кардинально змінюють траєкторію свого руху та рухаючись в напрямку Сонця, стають відповідною кометою. При цьому пояс Койпера постачає короткоперіодичні комети, а хмара Оорта – довгоперіодичні комети.

Хмара Оорта (названо на честь нідерланського астрофізика Яна Оорта) – гіпотетична область Сонячної системи, яка є джерелом комет з великим періодом обертання і яка знаходиться на відстані від 5000 до 50000 а.о. від Сонця. Вважається, що хмара Оорта є залишком того протопланетного диска, який сформувався навколо Сонця приблизно 4,6 млрд. років тому. Безпосередніми спостереженнями існування хмари Оорта не підтверджено, однак деякі непрямі факти вказують на її існування.

Метеороїди. Метеороїдами називають дрібні тверді небесні тіла діаметром від 0,1 мм до 10 м. Переважна більшість метеороїдів обертається навколо Сонця витягнутими еліптичними орбітами, площини яких близькі до площини екліптики. При цьому метеороїди часто створюють певні скупчення, які називаються метеорними роями. Коли Земля перетинає орбіту метеорного рою, на нічному небі можна спостерігати так званий метеорний дощ – велику кількість короткотривалих спалахів, які утворюються при згоранні дрібних метеороїдів (метеорів), в щільних шарах атмосфери Землі. Ті ж відносно великі метеороїди які долітають до землі, називаються метеоритами.

Основними джерелами метеороїдів в Сонячній системі є: руйнація комет, подрібнення астероїдів в процесі їх зіткнень, руйнація дрібних супутників планет під дією приливних сил, руйнація дрібних космічних тіл під дією сонячного вітру, тощо.

         Контрольні запитання.

1. Чому Плутон спочатку назвали планетою, а потім вирішили віднести до групи так званих карликових планет?

2. Чим подібні та чим відрізняються планети і карликові планети?

3. Чи є серед карликових планет бодай одна масивніша за Місяць?

4. Дати загальну характеристику поясу астероїдів.

5. Дати загальну характеристику поясу Койпера.

6. Які об’єкти Сонячної системи називаються кометами? Звідки вони беруться?

7. Які об’єкти Сонячної системи називаються метеороїдами? Звідки вони беруться?