Астрономія. Профільний рівень. 11 клас. Пришляк

Тема. Планети Сонячної системи

1. Подібність та відмінність між планетами земної групи та планетами-гігантами. Планети земної групи. Фізичні та орбітальні характеристики

Планети земної групи — Меркурій, Венера, Земля і Марс у порівнянні з планетами-гігантами мають відносно невеликі розміри, тверду поверхню та значну густину (близько 5 г/см3), адже складаються переважно з важких хімічних елементів. Ці планети мають гаряче металеве ядро, яке оточене мантією із силікатних порід (рис. 1.1).

Верхній шар планет земної групи — кора — формується під дією як внутрішнього тепла, так і зовнішніх (космічних) факторів. Але температура на поверхні планет земної групи суттєво відрізняється, адже вони отримують від Сонця різну кількість енергії. До того ж в атмосферах Меркурія, Венери і Марса майже немає кисню, а тиск суттєво відрізняється від атмосферного тиску на Землі. Якщо на поверхні Землі є умови для існування життя, то на поверхні інших планет поки що не виявлено навіть примітивних бактерій.

Планети-гіганти (рис. 1.2), на відміну від планет земної групи, не мають твердої поверхні, адже за хімічним складом (99% гідрогену і гелію) і густиною (≈1 г/см3) вони нагадують зорі, а їхня велика маса спричиняє нагрівання ядер до температури понад +10000 °С. Крім того, планети-гіганти досить швидко обертаються навколо осі та мають велику кількість супутників.

Найбільшою загадкою усіх планет-гігантів (крім Урана) є джерело внутрішньої енергії, яку випромінюють ці планети в інфрачервоній частині спектра. Джерелом енергії не можуть бути термоядерні реакції, оскільки маса планет-гігантів недостатня для перетворення їх на зорі. Не виключена імовірність того, що гіганти випромінюють енергію, яка була накопичена під час утворення Сонячної системи кілька мільярдів років тому.

МЕРКУРІЙ. Меркурій — найменша планета Сонячної системи і найближча до Сонця. Меркурій (рис. 1.3) важко спостерігати з Землі, оскільки він не віддаляється від Сонця на кут, більший ніж 28. Отже, протягом майже трьох місяців на планеті світить Сонце і стільки ж триває ніч.

Знімки поверхні Меркурія, які були зроблені за допомогою АМС «Марінер-10» (США), вражають схожістю його рельєфу з поверхнею Місяця — така ж величезна кількість кратерів, що свідчить про однакову природу цих космічних тіл. Кратери на Меркурії названі іменами відомих митців. Один із великих кратерів названий на честь Тараса Шевченка (рис. 1.4).

Рис. 1.1. Будова планет земної групи

Рис. 1.2. Будова планет-гігантів

Рис. 1.3. Меркурій

Рис. 1.4. Кратер, названий на честь Тараса Шевченка

Тривалість дня і ночі та погода на Меркурії не змінюються, оскільки його вісь обертання майже перпендикулярна до площини орбіти, і змін пір року на ньому не відбувається. Денна температура сягає +430 С, але протягом тримісячної ночі поверхня планети сильно охолоджується, і температура на світанку знижується до -170 С. Ґрунт Меркурія дуже роздрібнений і має низьку теплопровідність, тому вже на глибині кількох десятків сантиметрів температура не змінюється. Меркурій не може утримувати сталу атмосферу, але біля поверхні планети вдалося виявити наявність атомів гелію — це пояснюється так званим сонячним вітром, який складається з елементарних частинок та окремих ядер легких хімічних елементів. У гравітаційному полі Меркурія атоми гелію можуть рухатися не більше 200 діб, а потім губляться в міжпланетному просторі.

Незважаючи на близькість до Сонця, добовий перепад температур на Меркурії рекордний — 650 С (від +467° на екваторі вдень під час проходження перигелію до -183° там же перед світанком). Такий перепад — наслідок великої тривалості дня і ночі та практичної відсутності атмосфери. Але вже на глибині близько метра значних коливань температури немає, адже теплопровідність подрібнених порід, що вкривають поверхню, дуже мала.

Найбільшим кратером Меркурія є 1500-кілометровий басейн рівнини Спеки (рис. 1.5). На поверхні Меркурія були виявлені також величезні рівнини, заповнені застиглою базальтовою лавою. Це свідчить про те, що колись планета була розігріта, внаслідок чого в той час відбувалася інтенсивна вулканічна діяльність. Свіжі кратери на Меркурії утворилися після падіння метеоритів.

Рис. 1.5. Басейн рівнини Спеки

У приполярних кратерах планети є водяний лід. Джерелом води, ймовірно, є комети та інші дрібні тіла; при їх падінні вона випаровується, після чого частина пари конденсується на холодних ділянках. Завдяки дуже малому нахилу осі обертання Меркурія дно згаданих кратерів ніколи не освітлюється Сонцем, і лід там може зберігатися дуже довго. Він був виявлений під час радіолокації з Землі завдяки високому радарному альбедо і згодом досліджений АМС «Мессенджер» за допомогою нейтронного спектрометра (виявив високий вміст водню) та лазерного альтиметра (виявив високе інфрачервоне альбедо). Отримані дані вказують на те, що подекуди лід доволі чистий і в деяких місцях виходить на поверхню. Його загальну масу оцінюють у 1010-1012 тонн. Метеоритні кратери на Меркурії більш розповсюджені, ніж на будь-якій іншій планеті Сонячної системи.

На Меркурії розповсюджені загадкові дрібні западини, оточені світлим ореолом. Вони мають пласке дно з чіткими краями, неправильну форму й часто злиті в групи. Їхня глибина становить десятки метрів, а ширина — від десятків до тисяч. Найчастіше вони формуються в метеоритних кратерах. Відсутність кратерів у межах самих западин вказує, що вони є відносно молодими утвореннями. Їх поява може бути пов’язаною з сублімацією якихось легких речовин або з вулканічними процесами.

Параметри Меркурія

1 — ядро;

2 — мантія;

3 — кора;

4 — поверхня.

Зоряна величина (максимальна)

-2,2

Середня відстань до Сонця

57,9 млн км

0,387 а. о.

Період обертання навколо Сонця

88 земних діб

Період обертання навколо осі

58,6 земних діб

Діаметр по екватору

4880 км

Маса (Земля =1)

0,055

Середня густина

5,4 • 103 кг/м3

Температура поверхні

Від -170°С до +430°С

Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1)

0,38

ВЕНЕРА. Венера (рис. 1.6) привертає увагу людей тим, що на нашому небі її яскравість у десятки разів перевищує блиск зір першої зоряної величини. Українська народна назва цієї планети — Вечірня, або Вранішня зоря, адже вона першою з’являється на вечірньому небосхилі й останньою гасне на світанку.

Тривалий час Венеру називали планетою загадок, адже густі хмари приховують її поверхню (рис. 1.7). Тільки нещодавно радіоспостереження виявили, що Венера повільно обертається навколо осі у зворотному напрямку (порівняно з обертанням Землі), і сонячна доба на ній триває 117 земних діб.

У хмарах на Венері, крім пари води, утворюються краплини сірчаної кислоти, але до поверхні ці кислотні дощі не долітають, оскільки під хмарами температура різко підвищується (на поверхні +480 С), і краплі випаровуються. Основний шар хмар розташований на значній висоті (50-60 км), що пояснюється великим атмосферним тиском, який біля поверхні досягає 90 атм — такий тиск на Землі.

На Венері дуже багато вулканів (рис. 1.8), але майже всі вони давно згасли. Єдині непрямі ознаки відносно недавньої вулканічної активності було помічено у гори Маат, проте прямих підтверджень цього поки немає.

Оскільки хмари роблять поверхню недоступною для спостережень у видимому світлі, її досліджують переважно радіолокаційними методами. З аналізу зображень визначилися основні риси геології планети. Було встановлено, що в зоні зйомки найпоширеніші рівнини декількох типів, утворені нашаруваннями вулканічних лав. Морфологія лавових потоків у сполученні з результатами визначення хімічного складу в місцях посадки космічних апаратів серії «Венера» — «Вега» свідчать про те, що це — базальтові лави, широко розповсюджені на Землі, Місяці, і, мабуть, на Меркурії й Марсі. У межах цих рівнин спостерігаються специфічні кільцеві вулканотектонічні структури поперечником у сотні кілометрів, що одержали назву «вінців». Серед рівнин розташовані «острови» і «континенти» сильно пересіченої місцевості, не типової для інших планет. Структурний малюнок такої поверхні, зумовлений перетинаннями численних тектонічних розламів, нагадує вид черепичної покрівлі, тому місцевість цього типу отримала назву «тессера», що в перекладі з грецької означає «черепиця».

Рис. 1.6. Венера

Рис. 1.7. Венера, вкрита хмарами

Рис. 1.8. Вулкани на Венері

Рис. 1.9. Спалахи блискавок в атмосфері Венери.

Рис. 1.10. Карта Венери

Панорама поверхні Венери, яку передала АМС «Венера-14»: небо вдень тьмяне, як на Землі перед дощем. Колір хмар і поверхні червоний, адже атмосфера поглинає сонячне проміння у синій частині спектра, як в океані на глибині 900 м. Хмари на Венері скоріше нагадують слабку імлу, в якій видно предмети на відстані до 1 км.

Температура поверхні Венери становить +480 С, залишається сталою протягом доби і не змінюється залежно від відстані до полюса чи екватора. За таких умов на Венері не відбувається різких змін погоди — ніколи не буває ураганів, а швидкість вітру біля поверхні не перевищує 1 м/с. Висока температура біля поверхні планети зумовлена парниковим ефектом. Головна складова атмосфери Венери — вуглекислий газ (СО2) — близько 97% за об’ємом. Несподіваним виявилося те, що протягом двомісячної ночі на поверхні Венери не спостерігається абсолютної темряви. Крім постійних спалахів блискавок (рис. 1.9), які супроводжуються гуркотом грому, там уночі видно світіння верхніх шарів атмосфери. Нічне освітлення підсилюють вогні від діючих вулканів, які внаслідок заломлення променів в атмосфері видно на відстані сотень кілометрів.

Астрономи створили детальну карту Венери (рис. 1.10), на якій позначено сотні кратерів, більшість з яких колись були вулканами, адже майже 80 % поверхні Венери вкрито вулканічною лавою. Деякі кратери утворились після падіння астероїдів.

Усім топонімічним назвам на карті Венери за традицією дають жіночі імена. Один із вулканів назвали на честь астронома Харківської астрономічної обсерваторії Валентини Федорець.

Параметри Венери

1 — ядро;

2 — мантія;

3 — кора;

4 — поверхня.

Зоряна величина (максимальна)

-4,7

Середня відстань до Сонця

108,2 млн км

0,723 а. о.

Період обертання навколо Сонця

224,7 земних діб

Період обертання навколо осі (зворотне обертання)

243 земні доби

Діаметр по екватору

12 104 км

Маса (Земля = 1)

0,815

Середня густина

5,2 • 103 кг/м3

Температура поверхні

480 °С

Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1)

0,9

МАРС. Названий колись за свій червоний колір на честь бога війни, «кривавий» Марс (рис. 1.15) під час протистоянь за яскравістю поступається тільки Венері. Хоча маса та радіус Марса менші, ніж Землі, але тривалість доби (24,6 год) і зміна пір року (вісь обертання нахилена під кутом 65 до площини орбіти) нагадують нашу планету. Щоправда, тривалість сезонів на Марсі майже у 2 рази довша, ніж на Землі. Навіть у невеликі телескопи на Марсі видно білі полярні шапки, які свідчать про наявність води в атмосфері планети.

Марс привернув особливу увагу людей після того, як у 1877 р. італійський астроном Д. Скіапареллі відкрив «канали» (рис. 1.16) — тоненькі, ледве помітні лінії, які з’єднували темні ділянки поверхні Марса. Ці повідомлення зачарували американського мільйонера П. Ловелла, який покинув торгівлю і спеціально для пошуків життя на Марсі побудував величезну астрономічну обсерваторію. Після дослідження Марса за допомогою АМС було встановлено, що «канали» є своєрідною оптичною ілюзією, яку створюють окремі ділянки марсіанського ландшафту — гори, долини, кратери.

Із близької відстані Марс більше схожий на Місяць, ніж на Землю, а безліч круглих кратерів свідчать про інтенсивне метеоритне бомбардування в минулому (рис. 1.17). На деяких схилах метеоритних кратерів видно застиглі потоки якоїсь рідини (рис. 1.18). Можливо, під час вибуху з надр виділялася вода, а потім за низької температури знову замерзала. Ряд кратерів на Марсі назвали на честь українських астрономів: Барабашов, Герасимович, Сімейкін, Струве, Фесенков.

Чи є життя на Марсі? Розріджена атмосфера та великі добові перепади температури унеможливлюють існування високорозвинених форм життя — рослин або тварин. На знімках поверхні видно червону пустелю з дюнами піску, який переноситься вітром на тисячі кілометрів. Червоний колір марсіанського ґрунту (рис. 1.19) пояснюють значним вмістом (до 16%) оксидів заліза (звичайної іржі). Про відсутність життя на поверхні Марса свідчать також результати експериментів, які безпосередньо проводились за допомогою АМС — наявність мікроорганізмів на поверхні не зареєстрована.

На Марсі ніколи не випадає дощ, адже пари води в атмосфері у 100 разів менше, ніж на Землі. На самій поверхні Марса вода в рідкому стані не помічена, оскільки при тискові 0,006 атм температура кипіння води знижується до +3 С. Тобто тільки-но на поверхні утворюється невелика калюжа, вода в ній закипає і випаровується. Запасів води у вигляді снігу та льоду під поверхнею Марса може бути набагато більше — якщо її рівномірно розподілити по поверхні, то глибина такого моря могла б сягати кілька сотень метрів. Русла висохлих річок на поверхні свідчать, що в минулому на Марсі була густіша атмосфера, випадали дощі, і, ймовірно, існувало життя. Учені припускають, що клімат на Марсі міг змінитися через зіткнення з астероїдом.

Рис. 1.15. Марс

Рис. 1.16. Канали Марса

Рис. 1.17. Безліч круглих кратерів свідчать про інтенсивне метеоритне бомбардування в минулому

Рис. 1.18. На деяких схилах метеоритних кратерів видно застиглі потоки якоїсь рідини

Контрольні запитання

  • 1. Чому Меркурій не може утримувати сталу атмосферу?
  • 2. Яка планета обертається навколо осі у протилежному в порівнянні із Землею напрямку?
  • 3. На яких планетах земної групи відбувається зміна пір року?
  • 4. Венера розміщується далі від Сонця, ніж Меркурій, але чому температура на її поверхні вища, ніж на Меркурії?
  • 5. Які є докази того, що на поверхні Марса колись була вода в рідкому стані?
  • 6. Чому поверхня Марса має червонуватий колір?
  • 7. Обчисліть радіус орбіти Марса за правилом Тіціуса-Боде.
  • 8. На Землі та на Марсі підкинули однакові камені на одну й ту саму висоту. Довше чи швидше опускатиметься камінь на поверхню Марса, ніж на Землю? Поясніть свою думку.

Рис. 1.19. Червоний колір марсіанського ґрунту пояснюють значним вмістом (до 16%) оксидів заліза (звичайної іржі)

Завдання для спостереження

  • 1. Намалюйте положення Венери відносно горизонту та відносно зір і спостерігайте, як змінюється це положення протягом кількох тижнів. Зробіть висновок, як змінюється яскравість планети за цей час.
  • 2. Під час протистоянь Марса визначте моменти, коли планета зупиняється і починає рухатися відносно зір у зворотному напрямку — зі сходу на захід.

Деймос

Фобос

Для допитливих

Марс має два природні супутники — Фобос і Деймос, які із Землі можна побачити лише в телескопи. Зображення обох супутників були зафіксовані космічними станціями. Вони виявилися безформними брилами розмірами 21x27x29 км (Фобос) та 8x12x15 км (Деймос) і нагадують астероїди. Поверхня супутників вкрита кратерами діаметром від 50 м до 10 км, які свідчать про метеоритні удари, адже в надрах малих тіл вулканічна діяльність є неможливою.

2. Фізичні характеристики Землі. Внутрішня будова Землі. Будова атмосфери. Рухи в оболонках Землі. Астрономічні фактори клімату

ЗЕМЛЯ. Наша планета — третя за порядком планета Сонячної системи. Вона має форму сфероїда (кулі, слабко сплюснутої біля полюсів, рис. 2. 1). Вісь обертання Землі нахилена до площини її орбіти (площини екліптики) під кутом 66,5°. Земля рухається по своїй орбіті навколо Сонця із середньою швидкістю близько 30 км/с. Крім того, обертаючись навколо власної осі, вона робить один оберт за 24 год. Земля оточена атмосферою, яка простягається в космос більш ніж на 1000 км, що створює на її поверхні сприятливі умови для існування життя (температуру, склад атмосфери, достатню кількість води).

Рис. 2.1. Вигляд Землі з космосу

Хімічний склад атмосфери Землі є неоднорідним. Найбільшою складовою атмосфери біля поверхні Землі (за об’ємом 78%) є азот N2, який відіграє важливу роль у житті рослин. Кисень О2 є необхідним елементом для дихання всіх живих істот і становить 21% об’єму атмосфери (рис. 2.2).

Водяна пара Н2О в атмосфері затримує інфрачервоне випромінювання Землі та створює парниковий ефект, унаслідок чого температура поверхні підвищується. Якби не було в атмосфері водяної пари, то на нашій планеті настав би льодовиковий період — температура навіть на екваторі могла б знизитися до -25 °С.

Рис. 2.2. Будова атмосфери Землі

Парниковий ефект можна побачити на прикладі парника та плівки, якою накривають грядку. Удень сонячне світло проходить крізь плівку і нагріває землю. Якщо ґрунт темного кольору, то у зворотному напрямку випромінюється енергія в інфрачервоній частині спектра, яка затримується плівкою. В атмосфері Землі парниковий ефект створюють вуглекислий газ і водяна пара.

Погода (вітри, циклони та антициклони) формується (рис. 2.3) в нижніх шарах атмосфери, які називаються тропосферою, де передача енергії відбувається не тільки випромінюванням, а й за допомогою конвекції.

Океани і моря на поверхні Землі акумулюють величезну кількість сонячної енергії, адже вода має одну з найбільших у природі питому теплоємність, тому на материках, як правило, протягом доби і навіть протягом року не спостерігається різкого перепаду температури.

Шар озону О3 (алотропна видозміна кисню) захищає живі організми планети від смертельного ультрафіолетового випромінювання Сонця. Ультрафіолетові промені знищують мікроорганізми та рослини, викликають захворювання у людей. Якби зник озоновий шар в атмосфері, не стало б життя на поверхні Землі.

Магнітне поле Землі (рис. 2.4) створює навколо планети на висоті понад 500 км пояси радіації. Елементарні частинки, які рухаються у міжпланетному просторі з величезною швидкістю і мають електричний заряд, взаємодіють із магнітним полем Землі й тому не долітають до атмосфери. Таким чином, магнітне поле захищає життя на планеті від смертоносних потоків космічних частинок.

Рис. 2.3. Циклон формується в нижніх шарах атмосфери

Екологічна система Землі перебуває у стані своєрідної стійкої рівноваги, тому невеликі збурення в атмосфері або зміни сонячної радіації суттєво не впливають на загальний стан цієї системи. Але геологічні дослідження показують, що в минулому відбувалися екологічні катастрофи, внаслідок яких різко знижувалася температура та наставали льодовикові періоди. Для прогнозування майбутнього людству необхідно з’ясувати причини, що призводять до таких катастрофічних процесів. Причиною раптового зниження температури на поверхні Землі можуть бути зовнішні фактори (наприклад, падіння астероїда), геологічні процеси (виверження вулканів або рух материків) та антропогенні фактори.

Рис. 2.4. Магнітне поле Землі

Рис. 2.5. Парниковий ефект

Рис. 2.6. Танення льодовиків

Екологічну катастрофу на Землі може створити техногенна діяльність людини, внаслідок якої змінюється хімічний склад атмосфери. Наприклад, спалювання великої кількості органічного палива призводить до зменшення кисню в атмосфері та збільшення вуглекислого газу, який створює парниковий ефект (рис. 2.5). Протягом XX ст. середня температура Землі підвищилась на 0,8 С, що призвело до інтенсивного танення льодовиків (рис. 2.6) і підвищення рівня океану, внаслідок чого нині затоплені великі площі родючих низин. Людство зможе уникнути екологічної катастрофи, якщо буде ширше використовувати альтернативні джерела енергії, що не забруднюють навколишнє середовище, — енергію земних надр, вітрову та сонячну енергію.

Будова Землі. Геологічні дослідження показали, що температура всередині Землі кожні 34 м зростає на 1 °С і у свердловинах на глибині 10 км досягає +300 °С. Центральна частина Землі утворює металеве ядро.

Зовнішня частина ядра перебуває в розплавленому стані при температурі +7000 С, а внутрішня — у твердому. Вище розташовується силікатна оболонка, або мантія. На мантії «плаває» кора, товщина якої неоднакова — від 5-7 км під океанами, до кількох десятків кілометрів під гірськими районами континентів. Унаслідок конвекції в мантії земна кора розділилася на окремі тектонічні плити, які повільно пересуваються.

Параметри Землі

1 — внутрішнє ядро;

2 — зовнішнє ядро;

3 — мантія;

4 — кора.

Кут нахилу екватора до площини орбіти

23,4°

Середня відстань до Сонця

149,6 млн км

1 а. о.

Період обертання навколо Сонця

365,26 земних діб

Період обертання навколо осі

23,93 год

Діаметр по екватору

12 756 км

Маса

5,97 1024 кг

Середня густина

5,5 • 103 кг/м3

Температура поверхні

Від -83 °С до +52°С

Рис. 2.7. Рух материків: а — розділення Пангеї; б — утворення материків

Вважають, що 200 млн років тому існували єдиний материк Пангея (рис. 2.7) та один Світовий океан. Пангея мала форму літери «С», центр якої перебував на екваторі. Уся центральна частина від 40° південної широти до 40° північної широти була вкрита пустелями. Ця пустельна частина відповідає сучасним Північній Америці, Південній Америці, Африці та Європі. Північна Європа (область Північного моря) була вкрита дуже солоним внутрішнім морем, яке періодично відновлювало зв’язок з океаном.

Контрольні запитання

  • 1. До якої групи планет належить Земля?
  • 2. Чому на материках протягом року не спостерігається різкого перепаду температур?
  • 3. Як змінюється з висотою температура в тропосфері?
  • 4. Назвіть основні подібності та відмінності між Землею та Венерою.
  • 5. Поясніть сутність парникового ефекту, його користь та небезпеку.

3. Місяць: фізичні характеристики та проблема походження. Рельєф та фізичні умови на поверхні

Фізичні умови на Місяці. Місяць (рис. 3.1) є природним супутником Землі, на якому атмосфера відсутня. Не дивлячись на те, що Місяць розміщений майже на такій самій відстані від Сонця, як Земля, і одиниця його поверхні отримує таку саму кількість енергії, що й одиниця поверхні Землі, фізичні умови на цих космічних тілах суттєво відрізняються. Головна причина таких відмінностей пов’язана з тим, що сила тяжіння на Місяці менша від земної у 6 разів, тому він не може втримати біля поверхні окремі молекули газів. Протягом мільярдів років погода на Місяці однакова: 2 тижні світить Сонце, і поверхня нагрівається до температури +130 °С, а потім протягом двотижневої ночі поверхня охолоджується, і температура перед світанком становить -160 °С. За високої денної температури молекули газів покидають сферу тяжіння Місяця, тому на ньому неможливе існування густої атмосфери. На Місяці навіть удень темне небо, як у міжпланетному просторі, там не буває ані вітрів, ані дощів. Зміни пір року не відбувається, адже вісь обертання супутника Землі майже перпендикулярна до площини орбіти.

Рис. 3.1. Місяць

Рис. 3.5. Кратери на Місяці

Рис. 3.6. Зображення зворотного боку Місяця.

Десятки кратерів на Місяці назвали на честь українських астрономів

На поверхні Місяця навіть неозброєним оком видно темніші ділянки, що були названі морями, та світліші, які астрономи назвали материками.

У морях немає вологи, адже у вакуумі вода миттєво закипає і випаровується або замерзає. Вода в твердому стані може зберігатися під поверхнею Місяця на глибині кількох десятків метрів, де протягом доби температура не змінюється і дорівнює -30 °С.

Під час спостережень у телескоп видно, що на світлих материках переважають кратери — круглі гори діаметром до кількох сотень кілометрів, які мають вали заввишки кілька кілометрів (рис. 3.5).

Більшість кратерів має метеоритне походження, хоча деякі з них могли утворитися під час виверження вулканів, з яких витікала розплавлена лава та заповнювала більш низькі ділянки,— так виникли моря. Виверження вулканів припинилося дуже давно, оскільки вік найстаріших твердих скель на материках — 4,4 млрд років, у той час як лава в морях застигла близько 3 млрд років тому.

Падіння метеоритів є основним фактором, який змінює зовнішній вигляд поверхні Місяця і призводить до своєрідної ерозії місячного ґрунту. На Місяць постійно падають тисячі метеоритів різної маси, які безупинно змінюють зовнішній вигляд його поверхні. Щоправда, великі кратери з діаметром у кілька сотень кілометрів утворились дуже давно, ще 4 млрд років тому, коли падало більше метеоритів. Протягом мільярдів років космічні «бомбардування» так подрібнили верхній шар місячного ґрунту, що він перетворився на пил.

Дослідження Місяця за допомогою космічних апаратів розпочали в Радянському Союзі ще на початку космічної ери. У 1959 р. АМС серії «Луна» вперше у світі досяги Місяця: «Луна-1» стала першою штучною планетою Сонячної системи, «Луна-2» досягла поверхні Місяця, а «Луна-3» сфотографувала зворотний бік Місяця (рис. 3.6) і передала його зображення на Землю.

У липні 1966 р. «Луна-9» здійснила м’яку посадку в Океані Бур і вперше у світі передала телевізійний репортаж із поверхні зворотного боку супутника. Ми побачили, що й справді поверхня Місяця вкрита пилом, але міцність ґрунту достатня для того, щоб утримати станцію на поверхні. Потім Місяць досліджували АМС «Луноход-1, 2» (рис. 3.7), які рухались по поверхні, та АМС «Луна-20, 24», які в автоматичному режимі вперше доставили на Землю зразки місячного ґрунту.

Рис. 3.7. «Луноход-1»

Рис. 3.8. Перша висадка людини на Місяці

Пілотований космічний корабель «Аполлон-11» (США) 21 липня 1969 р. здійснив посадку на поверхню Місяця, і астронавт Нейл Армстронг зробив перший крок по його поверхні (рис. 3.8) — так почався новий етап у дослідженні космосу. Усього на поверхні Місяця побувало 12 астронавтів (рис. 3.9).

Дослідження показали, що поверхня Місяця майже повністю вкрита тонким шаром пилу та уламками каміння. Цей шар назвали реголітом (з грец.— подріблений камінь). Його товщина змінюється від місця до місця і становить у середньому кілька метрів. Аналіз реголіту приніс несподівані результати: розміри цих частинок — від мікрометрів до метрів; за хімічним складом мікрочастинки наполовину складаються з оксидів силіцію і є фактично маленькими скляними кульками, що утворились після падіння мікрометеоритів.

Реголіт — це крихкий осколковий верхній шар на поверхні Місяця

Для допитливих

Чи зможе людство колись використати Місяць як базу для космічних поселень? Якщо врахувати витрати на космічні польоти, то 1 кг місячного ґрунту, який доставили астронавти на Землю, оцінюється у стільки ж, скільки коштує 1 т золота, яке добувають в золотих копальнях на Землі. Але головна мета наукових досліджень полягає в тому, щоб на Місяці створити базу для вивчення більш далеких планет. Хоча вага космонавтів у 6 разів менша, ніж на Землі, але ходити по поверхні Місяця у скафандрі не досить зручно, адже сила тертя теж менша. Житлові приміщення можна побудувати під поверхнею, де на глибині кількох метрів удень і вночі зберігається стала температура, а джерелом енергії слугуватимуть сонячні електростанції. Великі телескопи на поверхні Місяця дозволять отримувати набагато більше інформації про далекі світи, адже там атмосфера відсутня і не впливатиме на якість зображення.

Параметри Місяця

1 — ядро;

2 — внутрішня мантія;

3 — зовнішня мантія;

4 — кора.

Зоряна величина (максимальна)

-12,7

Середня відстань до Землі

384,4 млн км

60,3 радіуси Землі

Період обертання навколо Землі

27,32 земних діб

Період обертання навколо осі

27,32 земних діб

Діаметр по екватору

3475 км

Маса (Земля = 1)

0,012

Середня густина

3,34 • 103 кг/м3

Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1)

0,17

Температура поверхні

Від +130°С до -170°С

Рис. 3.9. Друга експедиція на Місяць

Еволюція Місяця. Існують кілька гіпотез, які пояснюють походження Місяця. За однією Місяць спочатку існував як окрема планета й потім був захоплений гравітаційним полем Землі.

Інша гіпотеза полягає в тому, що обидва космічні тіла утворилися з одного згустку пилової хмари, що оберталася навколо Сонця.

Іще одна гіпотеза припускає, що спочатку Місяць був височиною на поверхні Землі, поки не відірвався від неї внаслідок відцентрованих сил.

Також існує гіпотеза, за якою Земля під час свого формування зіткнулася з іншим космічним тілом. Від молодої планети відколовся уламок і з часом перетворився на її супутник. Саме ця теорія пояснює певну схожість у складі Землі та Місяця.

Контрольні запитання

  • 1. Чому вода на поверхні Місяця не може існувати в рідкому стані?
  • 2. Чому з поверхні Землі ми бачимо тільки один бік Місяця?
  • 3. За допомогою рухомої карти зоряного неба визначте, на тлі якого сузір’я спостерігався Місяць у день вашого народження поточного року? Коли він сходив і заходив у цей день?
  • 4. Чим схожі між собою Місяць і Меркурій?
  • 5. Чому поверхня Місяця значно густіше вкрита кратерами, ніж поверхня Землі?
  • 6. Астронавт протягом кількох земних діб спостерігав з поверхні Місяця за рухом Землі на небесній сфері. Що він побачив? Опишіть і поясніть.

Відбиток людської ноги на поверхні Місяця

Тема для дискусії

Що б ви могли запропонувати для освоєння Місяця в майбутньому?

Практична робота

«Визначення лінійних розмірів місячних кратерів».

4. Планети-гіганти. Фізичні та орбітальні характеристики

ЮПІТЕР. Це найбільша планета Сонячної системи (рис. 4.1). Головними складовими атмосфери Юпітера є водень — 86,1% та гелій — 13, 8%. Верхній шар світлих хмар має температуру -107 °С і складається з кристаликів аміаку. Шар хмар з домішками сірки, що розташований нижче, має червоний колір. Найнижче розташовані хмари з водяного льоду, які утворюються на глибині 80 км від верхніх світлих хмар. Температура і атмосферний тиск із глибиною поступово зростають (рис. 4.2).

Рис. 4.1. Юпітер

Рис. 4.2. Структура атмосфери Юпітера за результатами досліджень АМС «Галілей» (США)

Рис. 4.3. Юпітер має яскраві стійкі сяйва навколо обох полюсів

У Юпітера немає твердої або рідкої поверхні. Його «поверхнею» прийнято вважати рівень, де тиск дорівнює 1 атм. Газовий шар, розміщений вище цього рівня, становить атмосферу.

Нещодавно з’явилися гіпотези щодо можливості існування життя у хмарах Юпітера, адже його атмосфера має всі компоненти, необхідні для появи земної форми життя. Деякі шари хмар є теплими та відносно комфортними для існування земних мікроорганізмів.

Полярні сяйва. Юпітер має яскраві стійкі сяйва навколо полюсів (рис. 4.3). На відміну від полярних сяйв на Землі, що з’являються в періоди підвищеної сонячної активності, у Юпітера вони є постійними, хоча їх інтенсивність змінюється. Сяйва складаються з трьох головних компонентів: порівняно невелика основна найяскравіша область (менше 1000 км завширшки, розташована приблизно на 16 від магнітних полюсів): гарячі плями (сліди магнітних силових ліній, що сполучають іоносфери супутників з іоносферою Юпітера) та області короткочасних викидів, розташованих всередині основного кільця.

Положення основних авроральних кілець стійке, як і їхня форма (рис. 4.4). Однак їхнє випромінювання сильно модулюється тиском сонячного вітру — чим сильніший вітер, тим слабші полярні сяйва. У грудні 2000 р. на полюсах Юпітера (переважно на Північному полюсі) орбітальним телескопом «Чандра» виявлене джерело пульсувального рентгенівського випромінювання, назване Великою рентгенівською плямою. Причини цього явища поки що не з’ясовані.

Велика Червона Пляма, розташована в південній півкулі Юпітера і за розмірами майже вдвічі більша, ніж Земля (рис. 4.5, 4.6), є величезним стійким вихорем в атмосфері, у якому вітер дме з ураганною швидкістю до 100 м/с. Чому цей вихор, який помітили ще 300 років тому, існує до нашого часу, залишається загадкою.

Завдяки дослідженням, що здійснив наприкінці 2000 р. зонд «Кассіні», було з’ясовано, що Велика Червона Пляма пов’язана з низхідними потоками (вертикальна циркуляція атмосферних мас). Хмари тут розташовані вище, а температура їх нижча, ніж в інших областях.

Колір хмар Юпітера залежить від висоти: синю структуру мають найвищі, під ними розташовуються коричневі, потім білі і найнижчі — червоні. Швидкість обертання Великої червоної плями — 360 км/год. Її середня температура становить -163 °С, причому між окраїнними та центральними частинами плями спостерігається різниця в температурі близько 3-4 градусів. Ця відмінність, ймовірно, є причиною того, що атмосферні гази у центрі плями обертаються за годинниковою стрілкою, в той час як на окраїнах — проти. Також висловлено припущення про взаємозв’язок температури, тиску, руху та кольору Червоної плями, хоча як саме він здійснюється, вченим поки що складно відповісти.

Наприкінці лютого 2002 р. ще один гігантський вихор — Білий овал (рис. 4.7) — почав гальмуватися Великою червоною плямою, і зіткнення тривало цілий місяць. Однак воно не завдало значної шкоди обом вихорам, оскільки відбулося по дотичній.

Рис. 4.4. Полярне сяйво Юпітера

Рис. 4.5. Велика Червона Пляма, яка розташована в південній півкулі Юпітера

Рис. 4.6. Порівняльні розміри Великої Червоної Плями і Землі

Рис. 4.7. Гігантський вихор — Білий овал

У 1938 р. було зафіксовано формування й розвиток на Юпітері трьох великих білих овалів поблизу 30° південної широти. Цей процес супроводжувався одночасним формуванням ще кількох маленьких білих овалів — вихорів. Це підтверджує, що Велика Червона Пляма є найпотужнішим із юпітеріанських вихорів. Історичні записи не виявляють подібних довгоживучих систем у середніх північних широтах планети. Поблизу 15 північної широти раніше також спостерігалися великі темні овали, але умови для виникнення вихорів і наступного їх перетворення на стійкі системи, подібні до Червоної плями, напевно, існують лише в південній півкулі.

Блискавки (яскраві спалахи) пов’язані зі штормом на Юпітері. У центрі вихору тиск виявляється вищим, ніж у навколишньому районі, а самі урагани оточені збуреннями з низьким тиском. За знімками, зробленими АМС «Вояджер-1» і «Вояджер-2», було встановлено, що у центрі таких вихорів спостерігаються колосальні за розмірами спалахи блискавок протяжністю в тисячі кілометрів. Потужність блискавок утричі перевищує земну.

Магнітосфера Юпітера у 1200 разів потужніша за земну. Проте величина напруження магнітного поля розташована у зворотній залежності від радіуса планети. А оскільки радіус Юпітера приблизно в 11 разів більший за радіус Землі, то і напруження магнітного поля Юпітера вище земного у 5-6 разів.

Параметри Юпітера

1 — тверде ядро;

2 — металевий водень;

3 — рідкий водень;

4 — газоподібні водень та гелій

Зоряна величина (максимальна)

-2,7

Середня відстань до Сонця

778,6 млн км

5,204 а. о.

Період обертання навколо Сонця

11,87 земного року

Період обертання навколо осі

9,92 год

Діаметр по екватору

142980 км

Маса (Земля = 1)

318

Середня густина

1,9 • 103 кг/м3

Температура поверхні

-133 °С

Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1)

2,2

САТУРН. Ця планета-гігант є другою за розміром після Юпітера, її легко впізнати за гарними кільцями (рис. 4.8). Світлини, зроблені космічним апаратом «Вояджер-2», продемонстрували, що система кілець Сатурна складається переважно з численних уламків криги, невеликої кількості важких елементів і пилу. Товщина кожного кільця не перевищує 2 км.

Сатурн не має того розмаїття кольорів, який ми спостерігаємо в атмосфері Юпітера, але структура атмосфери цих планет є дуже схожою. Жовтуватого кольору верхнім шарам атмосфери Сатурна надають снігові хмари з аміаку. На глибині 300 км від верхніх шарів хмар розташовані хмари води, у яких сніг при підвищенні температури перетворюється на дощ. Середня густина Сатурна менша, ніж води, що свідчить про невелику кількість важких хімічних елементів у ядрі планети. Сатурн, як і Юпітер, має потужне магнітне поле, радіаційні пояси та є джерелом випромінювання.

Верхні шари хмар отримують енергію як від Сонця, так і з глибини Сатурна. У результаті взаємодії цих потоків енергії виникають сильні вітри, спрямовані переважно із заходу на схід, їх швидкість досягає 400 м/с. Через вітри утворюються темні смуги хмар, що простягаються вздовж екватора.

Рис. 4.8. Сатурн — найвіддаленіша планета, яку знали астрономи в стародавні часи

Для допитливих

Сатурн випромінює у космос більше енергії, ніж отримує від Сонця. Астрономи нещодавно виявили дефіцит гелію в атмосфері Сатурна в порівнянні з атмосферою Юпітера і запропонували цікаву гіпотезу про можливе джерело його енергії. На Сатурні гелій не повністю розчиняється у водні, як це спостерігається на Юпітері, де вищі тиск і температура. У водневій атмосфері Сатурна гелій утворює краплі, які конденсуються в атмосфері як своєрідний туман і потім випадають у вигляді дощу. Такі гелієві опади у верхніх шарах атмосфери можуть бути джерелом внутрішньої енергії, тому що більш густий гелій (у порівнянні з воднем) опускається ближче до центра. Таким чином, потенціальна енергія крапель гелію перетворюється на кінетичну енергію, що призводить до підвищення температури в надрах. Із часом гелієві дощі припиняться, тому температура на Сатурні знизиться.

Рис. 4.9. Порівняльні розміри Землі і Сатурна

Навколо Сонця Сатурн обертається за 29,67 земного року на середній відстані 1427 млн км. Екваторіальний діаметр верхньої межі хмар — 120 536 км, а полярний — на кілька сотень кілометрів менший. В атмосфері Сатурна міститься 94 % водню і 6 % гелію (за об’ємом). Його маса у 95 разів більша за масу Землі (рис. 4.9), магнітне поле трохи слабше за земне. Вважається, що Сатурн має невелике ядро із силікатів і заліза, вкрите льодом і глибоким шаром рідкого водню.

Рис. 4.10. Величезне овальне утворення розміром із Землю, розташоване недалеко від Північного полюса, назване Великою білою плямою

Рис. 4.11. Шестикутник Північного полюса та його вихор

На відміну від Юпітера смуги на Сатурні доходять до дуже високих широт — 78. Недалеко від Північного полюса спостерігається величезне овальне утворення розміром із Землю, назване Великою білою плямою (рис. 4.10), а також виявлено кілька плям меншого розміру. Через більшу, ніж на Юпітері швидкість потоків, ці ураганні вихори швидко згасають і перемішуються зі смугами. Швидкості зональних вітрів поблизу екватора сягають 400-500 м/с, а на широті 30 — близько 100 м/с. Невисока контрастність кольорів на видимому диску Сатурна пов’язана з тим, що через низькі температури в надхмарній атмосфері Сатурна, де пари аміаку виморожуються, утворюється шар густого туману, який ховає структуру поясів і зон, тому на Сатурні вони помітні не так чітко, як на Юпітері.

Сатурну властивий такий самий патерн смуг, як і атмосфері Юпітера, однак на Сатурні ці смуги менш помітні й поблизу екватора значно ширші.

Температура і тиск. Склад хмар Сатурна залежить від висоти і змінюється зі збільшенням тиску. У верхніх шарах із температурою 100-160 К і тиском 0,5-2 бар хмари складаються з аміачного льоду. Хмари водяного льоду починають утворюватися на рівні, де тиск становить близько 2,5 бар, і продовжуються до рівня 9,5 бар, де температура змінюється в межах 185-270 К.

Шестикутник Північного полюса, його вихор (рис. 4.11), а також постійне хмарне утворення в атмосфері Сатурна поблизу Північного полюса на широті 78 , було вперше помічено на знімках АМС «Вояджер-2». Сторони шестикутника мають довжину приблизно 13800 км, що більше, ніж діаметр Землі. Уся структура обертається з періодом 10 год 39 хв 24 с (що збігається з періодом радіовипромінювання планети). Учені припускають, що це період обертання всієї внутрішньої частини Сатурна.

Параметри Сатурна

1 — кам'яне ядро;

2 — металевий водень

3 — крапельками гелію;

3 — комірки з циркулюючим воднем та гелієм

Зоряна величина (максимальна)

0,7

Середня відстань до Сонця

1434 млн км

9,56 а. о.

Період обертання навколо Сонця

29,67 земного року

Період обертання навколо осі

10,66 год

Діаметр по екватору

120536 км

Маса (Земля = 1)

95,2

Середня густина

0,7 • 103 кг/м3

Температура поверхні

-170 °С

Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1)

1,1

УРАН. Він також належить до числа планет-гігантів (рис. 4.12). Його екваторіальний радіус (25 600 км) більший, ніж у Землі майже у 4 рази, а маса (8,7 • 1025 кг) — у 14,6 раза. Вісь обертання Урана майже горизонтальна (нахилена під кутом 98° до площини орбіти), а напрямок обертання зворотний напрямку обертання навколо Сонця (з усіх інших планет зворотний напрямок обертання спостерігається також у Венери).

Подібно до інших планет-гігантів атмосфера планети складається в основному з водню, гелію та метану, хоча їхні частинки дещо нижчі порівняно з Юпітером і Сатурном.

Рис. 4.12. Уран

Теоретична модель будови Урана така: його поверхневий шар є газорідкою оболонкою, під якою розташована крижана мантія (суміш водяного й аміачного льоду), а ще глибше — ядро з твердих порід. Маса мантії та ядра становить приблизно 85-90 % усієї маси Урана. Зона твердої речовини сягає 3/4 радіуса планети.

Температура і тиск. Температура в центрі Урана становить близько 10000 °С, тиск 7-8 млн атмосфер. На межі ядра тиск приблизно удвічі нижчий. Внутрішнє тепло Урана значно менше, ніж в інших планет-гігантів. Відсутність надлишкового теплового випромінювання планети значно ускладнює визначення температури її надр, однак якщо припустити, що температурні умови всередині Урана близькі до характерних для інших планет-гігантів, то там можливе існування рідкої води і, отже, Уран також може належати до планет Сонячної системи, на яких можливе існування життя.

Хоча Уран не має твердої поверхні в звичному розумінні цього слова, найвіддаленішу частину його газоподібної оболонки прийнято називати атмосферою. Вважають, що атмосфера Урана починається на відстані 300 км від зовнішнього шару при тиску 100 бар і температурі 320 К.

Атмосфера Урана незвично спокійна у порівнянні з атмосферами інших планет-гігантів. Коли «Вояджер-2» наблизився до Урана, то вдалося зафіксувати всього 10 смуг хмар у видимій частині планети.

Параметри Урана

1 — кам'яне ядро;

2 — мантія із замерзлих води, метану та аміаку;

3 — атмосфера з водню, гелію та метану

Зоряна величина (максимальна)

5,5

Середня відстань до Сонця

2870 млн км

19,18 а. о.

Період обертання навколо Сонця

84,0 земного року

Період обертання навколо осі

17,24 год

Діаметр по екватору

51 120 км

Маса (Земля =1)

14,5

Середня густина

1,3 • 103 кг/м3

Температура поверхні

-217 °С

Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1)

0,9

Рис. 4.13. Повний цикл обертання Урана навколо Сонця

Рис. 4.14. Вісь обертання Урана лежить майже в площині орбіти, тому тропіки на ньому збігаються з Полярним колом

Така спокійна атмосфера може бути пояснена надзвичайно низькою внутрішньою температурою. Вона набагато нижча, ніж в інших планет-гігантів. Найнижча температура, зареєстрована в тропосфері Урана, становить 49 К (-224 С), що робить планету найхолоднішою серед планет Сонячної системи.

Сезонні зміни. Протягом короткого періоду, з березня до травня 2004 р., в атмосфері Урана було помічено активнішу появу хмар. Спостереження зареєстрували швидкість вітру до 229 м/с (824 км/год) і постійну грозу, названу «феєрверком четвертого липня». У 2006 р. в Інституті дослідження космічного простору (США) та Університеті Вісконсин-Медісон спостерігали темну пляму на поверхні Урана, що дозволило розширити знання про зміну пір року на цій планеті. Чому відбувається таке підвищення активності, точно невідомо — можливо, «екстремальний» нахил осі планети призводить до «екстремальних» змін сезонів. Визначення сезонних варіацій Урана отримати поки що неможливо, адже перші якісні відомості про його атмосферу були отримані менше ніж 84 роки тому (рік на Урані триває 84 земні роки). Вісь обертання Урана лежить майже у площині орбіти (рис. 4.14), тому там тропіки збігаються з Полярним колом. Тривалість сезонів на Урані — 21 земний рік. Осьове обертання Урана, як і Венери, відбувається у напрямку, протилежному напрямку обертання інших планет Сонячної системи (рис. 4.13).

Дізнайтеся більше про Уран.

НЕПТУН. Ця планета розташована на околиці Сонячної системи і є першою, яку було відкрито завдяки математичним розрахункам, а не шляхом регулярних спостережень (рис. 4.15). Припущення щодо наявності планети були пов’язані з непередбаченими змінами в орбіті Урана, оскільки саме гравітаційні сили іншого великого космічного тіла могли призвести до появи цих відхилень. Згодом Нептун було знайдено неподалік обчисленого місцерозташування.

Рис. 4.15. Нептун

Рис. 4.16. Під хмарами температура атмосфери поступово підвищується до +700 °С

Нептун має період обертання 164,6 земного року і рухається навколо Сонця еліптичною, близькою до кругової, орбітою; його середня відстань від Сонця у 30 разів більша, ніж у Землі, і становить приблизно 4491 млн км.

Сезонні зміни. Через довгий орбітальний період Нептуна сезони на ньому тривають близько 40 років кожний. Оскільки планета не має твердої поверхні, її атмосфері властиве диференціальне обертання. Широка екваторіальна зона обертається з періодом приблизно 18 годин, що повільніше, ніж 16-годинне обертання магнітного поля планети. На противагу екватору, полярні області роблять оберт за 12 годин. Серед усіх планет Сонячної системи такий вид обертання найбільш яскраво виражений саме у Нептуна. Це призводить до сильного широтного зрушення вітрів.

Температура і тиск. Під хмарами (рис. 4.16) температура атмосфери поступово підвищується до +700 °С, тому вода там не може перебувати в рідкому стані. Більш реальною є гіпотеза про водяні хмари з розчином аміаку, густина яких може перевищувати густину рідкої води в кілька разів. Швидкість вітрів у хмарах сягає фантастичної величини — 500 м/с.

На Нептуні виявлено велетенський вихор із діаметром понад 1000 км, який має назву Велика Чорна Пляма (рис. 4.17). Темні вихори Нептуна — це системи високого тиску, що зазвичай супроводжуються яскравими «супутніми хмарами». Яскраві хмари утворюються, коли потік навколишнього повітря порушується і переміщується вгору над темним вихором, через що гази можуть замерзати на кристали льоду метану.

Параметри Нептуна

1 — кам'яне ядро;

2 — пухка суміш із замерзлих води, аміаку й метану;

3 — атмосфера з водню, гелію та метану

Зоряна величина (максимальна)

7,8

Середня відстань до Сонця

4491 млн км

30,0 а. о.

Період обертання навколо Сонця

164,6 земного року

Період обертання навколо осі

16,11 год

Діаметр по екватору

49 528 км

Маса (Земля =1)

17,2

Середня густина

1,8 • 103 кг/м3

Температура поверхні

-214 °С

Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1)

1,1

Контрольні запитання

  • 1. Які особливості характерні для планет-гігантів?
  • 2. У яких планет більші періоди обертання навколо осі: у планет-гігантів чи планет земної групи? Поясніть.

Рис. 4.17. Велика Чорна Пляма (фото із зонду)

  • 3. Назвіть найбільшу планету Сонячної системи. У чому полягає її особливість?
  • 4. Чому Юпітер порівнюють із зорею?
  • 5. Що в Сатурна є найбільшим, а що найменшим порівняно з іншими планетами Сонячної системи?
  • 6. Чим обумовлена зміна пір року на Урані?
  • 7. Яка природа Великої Чорної Плями на Нептуні?
  • 8. Намалюйте орбіту Нептуна в проекції на площину екліптики.
  • 9. Поясніть, чим особливе відкриття Нептуна порівняно з відкриттям інших планет Сонячної системи.

Тема для дискусії

Чому виникли гіпотези про можливість існування життя у хмарах Юпітера?

Завдання для спостереження

За допомогою астрономічного календаря відшукайте на небі Юпітер та Сатурн і визначте, у якому сузір’ї спостерігаються ці планети.

Художнє уявлення майбутнього зіткнення Марса зі супутником Фобосом

Практична робота

«Спостереження планет Сонячної системи (фаз Венери, смуг та плям в атмосфері Юпітера, кілець Сатурна)».

5. Супутники планет. Кільця планет

Супутники Марса. Марс має два супутники — Фобос і Деймос. Фобос робить повний оберт навколо Марса за 7 год 39 хв. Супутник перебуває на відстані 9400 км від поверхні планети. Це ближче межі Роша, і без внутрішнього опору Фобос було б розірвано на частини припливними силами. Ці сили також сповільнюють рух супутника і, можливо, менш ніж за 100 млн років призведуть до його зіткнення з Марсом.

Деймос розташований на більш віддаленій орбіті — 23 400 км, і припливні сили зумовлюють його подальше віддалення від планети. Повний оберт навколо Марса він здійснює за 30 год 17 хв.

Обидва супутники видно на Марсі не з усіх місць через їхні невеликі розміри, близкість до планети й приекваторіальні орбіти.

Супутники і кільця Юпітера. Станом на липень 2018 р. відомо 79 супутників Юпітера: це найбільша кількість відкритих супутників серед усіх, що обертаються навколо планет Сонячної системи. Найбільші супутники Юпітера — Іо, Ганімед, Каллісто та Європу (рис. 5.1) — називають Галілеєвою групою.

Супутники Юпітера можна розділити на групи. Внутрішні супутники обертаються майже круговими орбітами, що практично лежать у площині екватора планети. Чотири найближчі до планети супутники (Адрастея, Метида, Амальтея і Теба) діаметром від 40 до 270 км перебувають на відстані 1-3 радіусів Юпітера й наближаються до межі Роша. Зовнішня група складається з маленьких (діаметром від 10 до 180 км) супутників, що рухаються витягнутими й дуже нахиленими до екватора Юпітера орбітами.

Рис. 5.1. Найбільші супутники Юпітера — Іо, Ганімед, Каллісто та Європа

Рис. 5.2. Поверхня Європи

Рис. 5.3. Поверхня супутника Іо

Чотири ближчі до Юпітера супутники Леда, Гімалія, Лісітея, Елара рухаються в напрямку обертання Юпітера, а чотири дальші супутники Ананке, Карме, Пасіфе і Сінопе рухаються у зворотному напрямку.

Галілеєві супутники. Усі великі супутники Юпітера обертаються синхронно та завжди повернуті до Юпітера одним боком внаслідок впливу потужних припливних сил планети-гіганта. При цьому Ганімед, Європа та Іо перебувають один з одним в орбітальному резонансі 4:2:1. До того ж серед супутників Юпітера існує закономірність: чим далі супутник від планети, тим менша його густина (Іо — 3,53 г/см3, Європа — 2,99 г/см3, Ганімед — 1,94 г/см3, Каллісто — 1,83 г/см3). Це залежить від кількості води: на Іо її практично немає, на Європі — 8 % від маси, на Ганімеді й Каллісто — до половини їхньої маси.

Європа — найцікавіший супутник, що має глобальний океан, в якому не виключена можливість існування життя. Спеціальні дослідження показали, що океан простягається вглиб на 90 км, його об’єм перевищує об’єм Світового океану Землі. Поверхня Європи вкрита розламами й тріщинами, що виникли в її крижаному панцирі (рис. 5.2). Висловлювалося припущення, що джерелом тепла для Європи є сам океан, а не ядро. Базуючись на припущенні, що за 1-2 млрд років кисень міг потрапити у підлідний океан, вчені теоретично припускають наявність життя на супутнику.

Супутник Іо цікавий наявністю потужних діючих вулканів; його поверхня залита продуктами вулканічної активності (рис. 5.3). На фотографіях, зроблених космічними зондами, видно, що поверхня Іо має яскраво-жовте забарвлення з плямами коричневого, червоного та темно-жовтого кольорів. Ці плями — продукт вивержень вулканів Іо, що складаються переважно з сірки та її сполук; колір вивержень залежить від їхньої температури.

Ганімед є найбільшим супутником не лише Юпітера, а й взагалі серед усіх супутників планет Сонячної системи. Ганімед і Каллісто вкриті численними кратерами.

На Каллісто (рис. 5.4), як і на Європі, ймовірно, також є океан. На це опосередковано вказує магнітне поле Каллісто, яке може бути породжене наявністю електричних струмів у солоній воді (рис. 5.5). Також на користь цієї гіпотези свідчить той факт, що магнітне поле супутника змінюється залежно від його орієнтації на магнітне поле Юпітера, тобто під поверхнею Каллісто існує високопровідна рідина.

Малі супутники. Інші супутники набагато менші та є скельними тілами неправильної форми. Серед них є такі, що обертаються у зворотний бік. Серед малих супутників Юпітера досить цікавою для вчених є Амальтея: ймовірно, всередині неї існує система порожнин, що виникли в результаті катастрофи, яка відбулася в далекому минулому. Через метеоритне бомбардування Амальтея розпалася на частини, які потім знову з’єдналися під дією взаємної гравітації, але так і не стали єдиним монолітним тілом.

Рис. 5.4. Каллісто

Рис. 5.5. На Каллісто, ймовірно, під поверхнею є океан

Рис. 5.6. Кільця Юпітера (темні), ймовірно, складаються з дуже невеликих твердих частинок метеоритної природи

Метіда та Адрастея — найближчі до Юпітера супутники з діаметрами близько 40 км і 20 км відповідно. Вони рухаються по краю головного кільця Юпітера по орбіті радіусом 128 тис. км, виконуючи оберт навколо Юпітера за 7 год, що робить їх найшвидшими супутниками планети.

Загальний діаметр всієї системи супутників Юпітера становить 24 млн км. Вважається, що раніше їх було ще більше, але деякі впали на планету під дією її потужної гравітації.

Кільця. Космічний апарат «Вояджер-1» у березні 1979 р. вперше сфотографував систему слабких кілець, що обертаються навколо Юпітера на відстані 55 тис. км від верхнього шару хмар. Вони мають чіткі межі, і поблизу них перебувають супутники. Ширина кілець становить 6 тис. км, товщина — 1 км. Кільця Юпітера дуже темні (їх альбедо, тобто відбивна здатність, дорівнює 0,05), і складаються вони, ймовірно, з дуже маленьких частинок метеоритної природи. Частинки кілець Юпітера, швидше за все, не залишаються в них довго (через перешкоди, що створюються атмосферою й магнітним полем). Отже, раз кільця нестійкі, вони мають постійно поповнюватися. Невеликі супутники Метіда і Адрастея, чиї орбіти лежать у межах кілець, — очевидні джерела таких поповнень. Із Землі кільця Юпітера можуть бути помічені під час спостережень тільки в ІЧ-діапазоні.

Супутники і кільця Сатурна. Візитівкою Сатурна є відомі кільця (рис. 5.7), що оперізують планету навколо екватора й складаються з безлічі крижаних частинок розмірами від 1 мм до кількох метрів. Вісь обертання Сатурна нахилена до площини його орбіти на 26 44', тому під час руху орбітою кільця змінюють свою орієнтацію відносно Землі. Коли площина кілець перетинає Землю, навіть у середні телескопи побачити їх неможливо, тому що товщина кілець лише кілька десятків метрів, хоча їхня ширина сягає 137 тис. км. Кільця обертаються навколо Сатурна і, відповідно до законів Кеплера, швидкість обертання внутрішніх кілець більша, ніж зовнішніх.

Існують три головні кільця, названі А, В і С. Із Землі вони добре помітні. Слабші кільця називають D, Е та F. При ближчому розгляданні кілець виявляється, що їх дуже багато. Між кільцями існують щілини, де немає частинок. Найбільшу щілину, яку можна побачити у середній телескоп (між кільцями А і В), названо щілиною Кассіні (рис. 5.8). Ясними ночами у потужні телескопи можна побачити й менш помітні щілини.

Існують дві основні гіпотези про походження кілець. За першою з них, кільця є залишками знищеного супутника Сатурна. Друга стверджує, що кільця є залишками протопланетної хмари, з якої утворилися всі тіла Сонячної системи. Всередині межі Роша, де обертається більша частина кілець, утворення супутників неможливе через гравітаційний вплив планети, що руйнує всі більш-менш значні тіла. Частинки кілець постійно зіштовхуються, руйнуються, а потім злипаються знову. У кільці Е частина льоду з’являється завдяки гейзерам, що діють на Енцеладі.

Рис. 5.7. Кільця Сатурна

Рис. 5.8. Найбільшу щілину, яку можна побачити у середній телескоп із Землі (між кільцями А і В), названо щілиною Кассіні

Рис. 5.9. Титан — найбільший супутник Сатурна

Рис. 5.10. Мімас незвичайний тим, що на ньому виявлено один величезний кратер, названий Гершелем, який має розмір із третину супутника.

Сатурн має понад 60 супутників, діаметр 12 із них становить понад 100 км. Найбільший супутник Сатурна — Титан. Він більший від Меркурія і єдиний з-поміж усіх відомих супутників Сонячної системи, який має протяжну атмосферу (рис. 5.9).

Орбіта внутрішніх супутників, Пана і Атласа, лежить біля зовнішнього краю кільця А. Наступний супутник, Прометей, відповідає за щілину, що прилягає до внутрішнього краю кільця F. Потім іде Пандора, відповідальна за утворення іншої межі кільця F. Вони виявлені на знімках, зроблених космічними апаратами. Наступні два супутники — Епіметей і Янус — виявлені з Землі, вони поділяють спільну орбіту. Різниця у їхньої відстані до Сатурна становить лише 30-50 км.

Мімас незвичайний тим, що на ньому виявлено один величезний кратер — Гершель, який має розмір у третину супутника. Він вкритий тріщинами, які, ймовірно, зумовлені припливними деформаціями, оскільки серед супутників Сатурна Мімас — найближчий до планети. Розмір Гершеля — 130 км. Він заглиблений у поверхню на 10 км, з центральною гіркою, майже такою самою за висотою, як і гора Еверест на Землі (рис. 5.10).

Енцелад має найактивнішу поверхню з усіх супутників у Сонячній системі (можливо, за винятком Титана, знімки поверхні якого ще не отримані). На ньому видно сліди потоків, що зруйнували колишній рельєф. Отже, вважається, що надра цього супутника можуть бути активні й досі (рис. 5.11). Крім того, хоча кратери можуть спостерігатися на всій поверхні, на деяких ділянках вік цих утворень невеликий — кілька сотень мільйонів років. Це означає, що частина поверхні Енцелада усе ще змінюється. Вважається, що причиною активності є вплив припливних сил Сатурна, які розігрівають Енцелад.

Рея має стару, суцільно всіяну кратерами поверхню. На ній, як і на Діоні, виділяються яскраві тонкі смуги. Ці утворення, мабуть, складаються з льоду, що заповнює розлами в корі супутників.

Супутники і кільця Урана. Уран має 27 супутників (рис. 5.12) та систему кілець (рис. 5.13). Перші два супутники — Титанію й Оберон — відкрив Вільям Гершель у 1787 р. Ще два сферичні супутники — Аріель та Умбріель — були відкриті в 1851 р. Вільямом Ласселом. У 1948 р. Джерард Койпер відкрив Міранду. Останні супутники планети були відкриті після 1985 р. під час місії АМС «Вояджер-2» або за допомогою вдосконалених наземних телескопів.

Супутники Урана можна поділити на три групи: 13 внутрішніх, 5 великих і 9 нерегулярних. Внутрішні супутники — невеликі темні об’єкти, схожі за характеристиками та походженням на кільця планети.

Рис. 5.11. Кільця Сатурна і його супутник Енцелад

Рис. 5.12. Найбільші супутники Урана

Рис. 5.13. Кільця Урана

П’ять великих супутників досить масивні, щоб гідростатична рівновага надала їм сфероїдальної форми. На чотирьох із них помічено ознаки внутрішньої і зовнішньої активності, такі як формування каньйонів і гіпотетичний вулканізм на поверхні. Найбільший із них, Титанія, становить в діаметрі 1578 км і є восьмим за величиною супутником у Сонячній системі. Його маса у 20 разів менша від земного Місяця.

Нерегулярні супутники Урана мають еліптичні і дуже нахилені (здебільшого ретроградні) орбіти на великій відстані від планети.

Кільця Урана темні — відбивають лише 3 % сонячного світла. Це означає, що більшість частинок не вкриті льодом. Кільця розташовані близько до планети, в межах 25 тис. км над хмарним покривом. Вони складаються з дев’яти дуже вузьких, досить щільних кілець, розміщених на великій відстані одне від одного, і кількох дифузних утворів тієї ж природи. Кільця Урана не мають пилових частинок.

Супутники і кільця Нептуна. Кільця Нептуна (рис. 5.14) відкрито 1984 р. під час покриття Нептуном однієї із зір, тоді ж учені дійшли висновку, що кільця мають сегментну структуру.

Після прольоту 1989 р. АМС «Вояджер-2» поблизу Нептуна у цієї планети були виявлені три кільця. Два яскраві кільця і одне (найслабше внутрішнє), розміщені на відстані 63 тис., 53 тис., 42 тис. км відповідно. Між двома яскравими кільцями розміщена площина розсіяної речовини. Кільця складаються з дрібних пилових частинок і добре видні на просвіт.

Нині відомо 14 супутників Нептуна. Найбільший серед них — Тритон — належить до нерегулярних супутників і рухається на відстані 14 радіусів планети (рис. 5.15). Його сидеричний період обертання 5 діб 21 год 3 хв, діаметр становить близько 2707 км. Існують гіпотези, що Тритон — самостійна планета, захоплена колись магнітним полем Нептуна.

У Тритона було виявлено незначну газову оболонку, тиск якої на поверхні в 70 тис. разів менший від земного атмосферного тиску. Походження цієї атмосфери, що мала б давно розсіятися, пояснюють частими виверженнями на супутнику, що поповнюють її газами. Коли було отримано знімки Тритона, на його крижаній поверхні помітили гейзероподібні виверження азоту (рис. 5.16) і темних частинок пилу різних розмірів. Все це розсіюється в навколишньому просторі. Існує припущення, що після захоплення Нептуном супутник був розігрітий припливними силами і перший мільярд років перебував у рідкому стані. Можливо, у своїх надрах він, як і раніше, зберіг цей агрегатний стан.

Другий за величиною та найбільший внутрішній супутник Нептуна — Протей. Він обертається навколо Нептуна майже по екваторіальній орбіті на відстані близько 4,75 екваторіальних радіусів планети. Оскільки він розташований дуже близько до Нептуна, його дуже важко спостерігати з Землі. Супутник був відкритий АМС «Вояджер-2».

Рис. 5.14. Кільця Нептуна

Рис. 5.15. Тритон — найбільший супутник Нептуна

Рис. 5.16. Гейзероподібні виверження азоту на Тритоні

Третій за розмірами супутник Нептуна — Нереїда. Середня відстань від Нептуна 6,2 млн км, діаметр близько 340 км. Нереїда — найвіддаленіший серед відомих супутник Нептуна. Вона робить один оберт навколо планети за 360 діб. Орбіта Нереїди дуже витягнута, її ексцентриситет становить 0,75. Найбільша відстань від супутника до планети перевищує найменшу в 7 разів.

Найбільші супутники планет Сонячної системи

Умовні позначення планет:

Контрольні запитання

  • 1. Чим пояснюється дивовижне забарвлення Іо?
  • 2. Про що свідчать численні кратери на супутниках Юпітера?
  • 3. Які супутники планет мають атмосферу?
  • 4. Яка планета має найбільше кільце навколо себе?
  • 5. Що являє собою кільце Сатурна?
  • 6. Поясніть малюнком, чому кільце Сатурна із Землі може бути практично невидимим.

Тема для дискусії

Поверхню яких супутників можна використати для побудови космічних поселень?

Завдання для спостереження

За допомогою бінокля або шкільного телескопа можна спостерігати Галілеєві супутники Юпітера. Визначте моменти затемнення одного з цих супутників — коли він зникає за диском Юпітера.

6. Карликові планети

Карликові планети. Так називають досить великі тіла Сонячної системи, настільки великі, що власна гравітація надала їм рівноважної форми, наближеної до кулястої. Але на відміну від решти планет маса карликових значно менша, тому їм не вдалося «розчистити» околиці своєї орбіти від інших подібних тіл.

Рис. 6.1. Плутон

Рис. 6.2. Плутон і Харон

Джерард Петер Койпер

Уперше цей новий клас тіл Сонячної системи визначили у серпні 2006 р. на Асамблеї Міжнародного Астрономічного Союзу (МАС) у Празі.

У 1930 р. в Ловеллській обсерваторії (США) Клайд Томбо відкрив невідому планету, що обертається навколо осі в зворотному напрямку. Вона отримала назву Плутон (рис. 6.1). У 1978 р. астрономи звернули увагу на те, що на знімку Плутона видно невеликий виступ на його дискові. Продовжуючи спостереження, учені виявили у Плутона супутник, який отримав назву Харон (рис. 6.2). Деякі астрономи вважають Харон супутником, інші називають Плутон і Харон подвійною планетою (адже у них періоди обертання навколо осі й відносно один одного однакові).

У 2006 р. за допомогою космічного телескопа «Габбл» були відкриті ще два невеликі супутники Плутона — Нікс і Гідра. У зв’язку з тим, що Плутон має дуже витягнуту орбіту з великим, у порівнянні з іншими планетами, ексцентриситетом (е = 0,25), і за масою та розмірами набагато менший за інші планети Сонячної системи, деякі астрономи вважають, що Плутон був колись супутником Нептуна, адже Юпітер, Сатурн, Нептун і Земля мають супутники, набагато більші за нього. Статус Плутона як планети поступово ставав підозрілим ще й тому, що його орбіта нахилена під значним кутом до площини екліптики у порівнянні з будь-якою планетою Сонячної системи і трохи нагадує орбіту комети.

У 1951 р., аналізуючи орбіти комет, астроном Дж. Койпер передбачив існування за Нептуном поясу астероїдів, який тепер офіційно назвали поясом Койпера. Астрономічні спостереження за допомогою сучасних телескопів підтвердили цю гіпотезу у 1990 р., коли за Плутоном почали відкривати нові об’єкти поясу Койпера. З наукової точки зору стало очевидним, що Плутон більше схожий на членів цієї групи, ніж на інші вісім планет Сонячної системи. У липні 2005 р. відкрили новий об’єкт поясу Койпера, який був навіть більший за Плутон, тому деякі астрономи стали називати його десятою планетою. Нову планету неофіційно прозвали Ксеною (з грец. хепа — чужа) (рис. 6.3). Це відкриття стало фатальним ударом для статус-кво дев’яти планет, оскільки, якщо Плутон вважають планетою, то Ксена теж має належати до класу планет. Тому перед астрономами постало запитання: що робити з іншими об’єктами поясу Койпера, які трохи менші, ніж Плутон, адже в майбутньому на околицях Сонячної системи можуть відкрити ще більші тіла?

Для вирішення цієї проблеми в МАС було створено спеціальний комітет, який модифікував визначення планети, додавши, що планета має бути не тільки круглої форми, а й повинна також бути єдиним тілом на своїй орбіті. За цим визначенням було змінено статус Плутона, який до цього вважали дев’ятою планетою Сонячної системи: відтоді він став першою планетою-карликом.

Рис. 6.3. Ксена

Рис. 6.4. Найбільші карликові планети у порівнянні із Землею

У 2006 р. Плутон був позначений астероїдним номером 134 340; офіційну назву й номер отримав і об’єкт з умовною назвою «Ксена». Він тепер має номер 136 199 та назву Ерида.

Нині до переліку найбільших і найвідоміших карликових планет відносять Ериду, Цереру, Плутон, Гаумеа, Макемаке (рис. 6.4).

Ерида (рис. 6.5) — наймасивніша і найбільш віддалена від Сонця карликова планета Сонячної системи. Точно визначити розміри настільки далекого небесного тіла дуже важко. Яскравість об’єкта пропорційна площі поверхні, помноженої на альбедо (частку сонячних променів, що відбиваються об’єктом).

Рис. 6.5. Ерида

Рис. 6.6. Порівняльні розміри Церери, Землі та Місяця

Спектроскопічні спостереження, проведені в січні 2005 р. в обсерваторії «Джеміні», показали наявність на поверхні Ериди мета нового снігу, чим вона нагадує Плутон і супутник Нептуна Тритон. Цим пояснюється високе альбедо об’єкта. Також в її снігу є домішки азотного льоду, частка якого з глибиною зростає. Ерида відрізняється від Плутона і Тритона кольором. Плутон і Тритон червонуваті, а вона — сірувата. Це пов’язано з наявністю на Ериді етанового та етиленового льоду. У жовтні 2011 р. були опубліковані результати досліджень, згідно з якими тонкий шар замерзлих газів, що покриває поверхню Ериди, може сублімуватися за підвищення температури (в перигелії) та утворювати тимчасову атмосферу карликової планети.

Церера є найбільшим і наймасивнішим тілом у поясі астероїдів (рис. 6.6). За розміром вона перевершує багато великих супутників планет-гігантів та містить майже третину (32%) загальної маси поясу астероїдів. Сучасні спостереження довели, що вона має форму сфероїда. Орбіта Церери розташована між орбітами Марса і Юпітера, вона слабкоеліптична (ексцентриситет — 0,08). Враховуючи низьку густину Церери, можна припустити, що вона містить значну кількість льоду — до 20-30% від маси. Припускають, що лід під дією ультрафіолетового випромінювання Сонця тане і частина води дисоціює і утворює дуже розріджену «атмосферу» Церери.

Контрольні запитання

  • 1. Яку систему тіл відкрито за орбітою Нептуна?
  • 2. Між орбітами яких планет розташований пояс астероїдів?
  • 3. Чому Плутон позбавили статусу планети?
  • 4. Намалюйте орбіту Плутона в проекції на площину екліптики.