§14. Планети земної групи

1. Подібність і несхожість. Планетам земної групи властиві порівняно невеликі розміри і маси, велика середня густина (для Мер­курія, Венери і Землі відповідно 5,4, 5,2 і 5,5 г/см³, для Марса 3,97 г/см³) і тверда поверхня. Практично однакові значення густин свідчать про подібність співвідношень вмісту хімічних елементів, з яких утворені надра планет.

Зовсім інший вигляд має порівняння хімічного складу атмосфер. Так, Меркурій має дуже розріджену газову оболонку, основним ком­понентом якої є гелій. Атмосфера Венери на 97 % складається з вугле­кислого газу; азоту в ній менше 2 %, вміст водяної пари поблизу поверхні планети - всього 0,002 % . Аналогічно в атмосфері Марса вуг­лекислого газу 95 %, азоту 2,7 % , водяної пари 0,1 % . Щоправда, ма­си цих двох атмосфер різні. Атмосфера Марса дуже розріджена, і тиск

біля його поверхні в середньому в 160 разів менший, ніж на рівні моря для Землі. Атмосфера Венери, навпаки, дуже густа, біля поверхні її гу­стина лише у 15 разів менша від густини води і тиск - близько 90 атм. Отже, порівняно з іншими планетами земної групи Земля має унікальний склад атмосфери, де переважають азот і кисень.

Згідно з сучасними теоріями колись у земній атмосфері також було багато вуглекислого газу, який посідав у ній друге місце за вмістом. Од­нак за наявності на Землі води, яка дуже добре розчиняє вуглекислий газ, при формуванні осадкових порід на дні океану він досить швидко був зв'язаний у вигляді карбонату в крейді та вапняку. Живі організми сприяють цьому процесу впродовж мільярдів років, тому практично весь вуглекислий газ зник з атмосфери планети. Якби зараз цей газ рап­тово виділився, тиск біля поверхні Землі збільшився б до 40 атм.

Ще одна особливість планет земної групи: вони повільно оберта­ються навколо своїх осей. Зоряна доба на Меркурії триває близько 59 земних діб, а на Венері, як було виявлено у 1966 р. радіолокаційним ме­тодом, - 243,2 земної доби, причому обертається вона навколо осі у зво­ротному напрямку, тобто за годинниковою стрілкою, якщо дивитися на неї з боку північного полюса, а не проти, як більшість планет Сонячної системи. Земля і Марс обертаються навколо осей значно швидше, відповідно за 23 год 56 хв і 24 год 37 хв. Але це все одно набагато повільніше, ніж планети-гіганти.

2. Меркурій. Меркурій - найближча до Сонця планета (мал. 14.1). За розмірами вона не набагато більша від Місяця: її еква­торіальний радіус становить 2439 км, а сила тяжіння у 2,6 рази менша

від земної. Планета рухається навколо Сонця з періодом 87,97 зем­них діб по витягнутій еліптичній орбіті з ексцентриситетом 0,21. То­му в перигелії Меркурій перебуває від Сонця на відстані 45,9 млн. км, в афелії - 69,7 млн км. Вісь обертання Меркурія нахилена до площини його орбіти на 83 , тобто лише на 7° відхи­ляється від перпендикуляра.

Оскільки період осьового обер­тання Меркурія становить ²/₃ пе­ріоду обертання навколо Сонця, то за кожні свої два роки він робить три оберти відносно зір і один оберт відносно Сонця. Тобто, одна сонячна

Мал. 14.1. Меркурій  доба на цій планеті триває

майже два її роки.

Через велику витягнутість орбіти Меркурія здається, що Сонце дивним чином рухається його небосхилом. У своєму русі воно може прискорюватися чи сповільнюватися, зупинятися і навіть рухатися у зворотному напрямку.

У деяких районах Меркурія можна спостерігати ще більш вражаю­че явище: через деякий час після сходу, піднявшись на невелику висо­ту над обрієм, Сонце, наче «забувши» щось важливе під обрієм, поспішає назад, заходить там, де зійшло і знову сходить. Така ж карти­на відбувається і на заході: Сонце заходить, потім знову сходить на не­босхил, підіймається на невелику висоту і знову заходить.

Мал. 14.2. Поверхня Меркурія

Через відсутність атмосфери і близкість до Сонця фізичні умови на поверхні Меркурія дуже суворі. Для нього властиві різкі перепади температури впродовж доби. В полудень на екваторі максимальна температура сягає 700 К, вночі вона знижується до 100 К і нижче.

З допомогою КА з'ясовано, що Меркурій має дуже розріджену га­зову оболонку, яка в основному складається з гелію, а також водню (він представлений у набагато меншій кількості), є незначна кількість аргону, неону, ксенону. Концентрація частинок така, як у земній атмосфері на висоті 700 км. Ця газова оболонка не є власною атмосферою планети: силою свого тяжіння Меркурій захоплює час­тинки сонячного вітру, які в середньому через 200 діб покидають пла­нету, а на їхнє місце надходять нові.

Через значну близкість до Сонця спостерігати подробиці на по­верхні Меркурія з Землі було неможливо. І лише у 1974-1975 pp. АМС «Маринер-10» (США) передала на Землю близько 10 000 знімків Меркурія. На цих знімках добре видно, що поверхня Мер­курія суцільно покрита кратерами (мал. 14.2), чим він дуже схо­жий на Місяць. От тільки кратери розташовані густіше і вони плоскіші, ніж на Місяці: мають меншу глибину і меншу висоту кільцевих валів, що їх оточують. На Меркурії немає характерних для Місяця морів, але є цілком нові деталі - величезні, довжиною в кілька сотень (часом до тисячі) кілометрів сходинкоподібні скиди висотою до 2-3 км.

Несподівано було виявлено магнітне поле Меркурія, напруженість якого становить близько 1% напруженості магнітного поля біля по­верхні Землі. Наявність магнітного поля дозволяє припустити, що Мер­курій має досить велике металеве ядро, розміри якого можуть досягати ²/з діаметра планети. Вважається, що в ядрі зосереджено до 80% усієї маси Меркурія, і цим визначається його найбільша середня густина се­ред усіх планет Сонячної системи.

3. Венера. Венера - друга в Сонячній системі й найближча до Землі планета (мал. 14.3). З періодом 224,7 земних діб вона рухається навколо Сонця на середній відстані 108,2 млн км по майже коловій орбіті. Радіус і маса планети мало відрізняються від земних, відповідно 6051 км і 0,82т. Сила тяжіння на Венері становить 0,9 сили тяжіння

Мал 14. 3. Венера 

на Землі. Вісь обертання планети ли­ше на 3° відхиляється від перпенди­куляра до площини її орбіти.

Венера дуже повільно обер­тається навколо осі у зворотному на­прямку з періодом 243 земних доби. Оскільки періоди обертання навколо осі та навколо Сонця виявилися близькими, і обертання відбу­ваються в протилежних напрямках, то за один свій рік Венера тільки двічі встигає здійснити оберт навко­ло осі по відношенню до Сонця. В ре­зультаті сонячна доба на Венері три­ває 117 земних діб.

Ще в 1761 р. під час проходження Венери по диску Сонця М. Ломоносов з'ясував, що ця планета має ат­мосферу. Вона виявилася такою щільною, що через неї поверхню плане­ти побачити неможливо.

Потужний хмаровий шар відбиває у космос 75 % сонячного світла (для порівняння: Земля відбиває 36 % сонячного світла). А тому за своєю яскравістю на земному небосхилі Венера посідає третє місце після Сонця і Місяця. Це єдина планета, від світла якої земні предмети можуть відкидати тінь.

З'ясувалося, що температура на поверхні планети досягає 780 К, а тиск - порядка 80-100 атм. Головна складова атмосфери - вуглекислий газ, 96 % за об'ємом. Окрім того, до складу атмосфери входить багато інших газів, не типових для земного повітря: чадний газ, метан, аміак, двоокис сірки, соляна та плавикова кислоти, аце­тилен,, етан.

Наявність в атмосфері Венери великої кількості вуглекислого газу спричиняє явище парникового ефекту, яке проявляється значно сильніше, ніж на Землі. Через високий коефіцієнт відбиття сонячного світла хмаровим шаром поверхня Венери отримує менше сонячної енергії, ніж земна. Але через інтенсивне поглинання великою кількістю вуглекислого газу теплової радіації у нижніх шарах атмосфе­ри за мільярди років існування планети поверхня розігрілась так, що каміння буквально світиться.

Мал. 14.4. Поверхня Венери

Денна температура атмосфери нижча, ніж температура поверхні, а уночі вона стає ще нижчою - до 420 К. У зв'язку з високою темпера­турою на Венері немає води. Більше того, конденсовані на великій висоті краплі дощу випаровуються, не досягаючи поверхні.

Від початку 1970-х років цю планету досліджували понад 20 АМС. Зокрема, АМС «Венера-9» (СРСР, 1975 р.) передала на Землю перші зображення поверхні Венери (мал. 14.4). Надзвичайно цікаву інформацію було отримано за допомогою радіолокаторів АМС «Магел­лан» (США, 1990 p.). Було виявлено велетенські кратери, сотні згаслих вулканів з діаметрами до 50 км, просторі низовини і плато, високі гірські масиви. Отримані дані свідчать про те, що у минулому Венера пережила період високої тектонічної активності, але у наш час не має жодної ознаки її продовження.

Деталям поверхні Венери за традицією надають лише жіночі імена. Кратери Аксентьєва і Федорець названі на честь астрономів України.

4. Марс. Марс - четверта планета Сонячної системи (мал. 14.5), яка з періодом 687 земних діб рухається навколо Сонця на середній відстані 228 млн км. За розмірами Марс майже удвічі, а за масою - в дев'ять разів менший від Землі, сила тяжіння на Марсі становить 0,39 земної. Вісь його обертання нахилена до площини орбіти під кутом 25°, завдяки чому на Марсі відбувається зміна пір року, а тривалість доби лише на 20 хв менша за земну. Напрямок на точку перигелію Марса близький до напрямку на точку афелію Землі. Тому коли обидві планети у своєму русі навколо Сонця опиняються поблизу цих точок водночас, тобто Марс перебуває у протистоянні до Землі, віддаль між ними стає найменшою - 56 млн км. Таке взаємне положення Землі та Марса називається великим про ти- стоянням.

Великі протистояння повторюються через кожні 15 років і трап­ляються у серпні - на початку вересня. У цей час Марс повернутий до Землі південним полюсом, і тому-його південна півкуля вивчена краще, ніж північна.

Марс має розріджену атмосферу. Це дозволяє вивчати його поверх­ню безпосередньо з Землі. Дві третини поверхні Марса займають світлі ділянки, які отримали назву материків, близько третини - темні ділянки, названі морями. Вони зберігають свою форму в часі, що дозво­лило скласти точні карти поверхні. Поблизу полюсів восени утворю­ються білі плями - полярні шапки, які зникають повністю або значно зменшуються в розмірах на початку літа.

Під час великого протистояння 1877 р. італійський астроном Дж. Скіапареллі повідомив про відкриття ним на поверхні Марса чітких ліній, які ніби перетинають марсіанські пустелі, і дав їм назву канали. Було навіть висловлено припущення, що це споруди, створені розумними істотами для транспортування води від полюсів планети у зневоднені приекваторіальні райони.

З початку 1960 р. до Марса було спрямовано біля трьох десятків АМС. Високоякісні зображення поверхні планети відкрили для землян новий образ Марса. Виявилося, що Марс, як і Місяць, укритий крате­рами. (До речі, п'ять кратерів мають імена астрономів, які народились або працювали в Україні - Барабашов, Фесенков, Герасимович, Струве, Сімейкін; є також кратери Євпаторія та Фастів). Але, наприклад, така ділянка, як Еллада - величезна чаша діаметром 1 700 км, що лежить нижче навколишнього ландшафту на 5,5 км, - практично позбавлена кратерів. Є на Марсі також безладно розташовані пагорби і провалля, різного роду утворення, схожі на русла висохлих річок, системи вузь­ких тріщин, гірські райони і окремі гори вулканічного походження (мал. 14.6, на стор. 82).

Біля екватора планети розташована головна геологічна особ­ливість Марса - вулкано-тектонічний регіон Фарсіда, який, окрім того, є найважливішим погодотворчим фактором на планеті. Це вул­канічне плато, яке здіймається над навколишньою територією на ви­соту до 4-5 км, а третина його площі - навіть на 8-9 км, є лише п'єдесталом для велетенських і давно згаслих вулканів 19-27 км заввишки. Три з них розташовані в одну лінію, яка перетинає еква­тор. А четвертий, феноменальний у своїй грандіозності, знаходиться осторонь від них.

Мал. 14.5. Марс

Мал. 14.6. Поверхня Марса

Цей найбільший у Сонячній системі вулкан носить назву Олімп (мал. 14.7). Діаметр основи щита, на якому він розташований, стано­вить 600 км. Щит обривається прямовисним скелястим уступом висо­тою 6 км. Вивершує щит вулканічна вершина з кратером розмірами 65x80 км і висотою 27,4 км над середнім рівнем поверхні.

Мал. 14.7. Вулкан Олімп

На особливу увагу заслуговує рифтова долина Маринер (мал. 14.8) понад 4 000 км завдовжки і до 200 км завширшки. Основою цієї рифто-вої долини є величезний (2 500 км завдовжки, 75-150 км завширшки і до 6 км завглибшки) каньйон Титоніус Часма, що означає «величезна безодня». На крутих схилах каньйону - зсуви та осипи, глибокі яруги. Його дно несе на собі сліди бурхливої діяльності потоків води. Оскільки зараз рідкої води на Марсі немає, то існує припущення, що у минулому клімат планети був значно теплішим, так що на ній існували моря і протікали річки.

Мал. 14.8. Долина Маринер

Марсіанський грунт - це дрібнодисперсний матеріал (реголіт), у якому міститься 15-20 % кремнію, 12-16 % заліза, близько 10 % фос­фору, 7 % марганцю та кобальту, а також кальцій, хром, нікель, ва­надій, титан, молібден, цирконій та ін. Жодна з відомих земних гірських порід не збігається за складом з марсіанськими.

Червонуватий колір марсіанської поверхні обумовлений великою кількістю окислів заліза, тобто звичайнісінької іржі. Тому панорами марсіанської рівнини, передані в різні роки американськими станціями, - це оранжево-червона пустеля, вкрита численними каме­нями з різкими краями (мал. 14.9).

Температурні умови на Марсі визначаються його відстанню від Сон­ця, густиною та складом атмосфери, а також оптичними властивостями грунту. Найвища температура, зареєстрована на поверхні Марса, стано­вить 300 К, але вона різна для світлих і темних ділянок, що лежать по-­

ряд. Тому потрібно гово­рити про середню темпе­ратуру 230 К. На екваторі вона встановлюється при­близно через годину після полудня. Вночі температу­ра навіть в екваторіаль­них районах знижується до 170 К, а в полярних - до 140 К. Такий великий пере­пад температур пояснюєть­ся малою теплопровідністю грунту.

Мал. 14.9. Марсіанська рівнина

Атмосфера на Марсі дуже розріджена, її тиск біля поверхні становить в середньому 0,006 тиску земної атмосфери. За складом вона нагадує атмосферу Венери: 95 % належить вуглекисло­му газу, близько 4 % - азоту і аргону. Кисню і водяної пари в атмосфері Марса менше 1 %, проте в ній є хмари з кристаликів льоду, так що вона рідко буває цілком прозорою. Швидкість вітру, як правило, невелика, але часом досягає значення 40-50 м/с, і тоді вітер піднімає марсіанський пил високо догори, утворюючи пилову бурю (мал. 14.10).

Мал. 14.10. Розвиток пилової бурі в атмосфері Марса Найсильніші пилові бурі можуть тривати по декілька місяців і повністю закривати поверхню. Через невелику силу тяжіння навіть після закінчення пилової бурі в повітрі зависає значна кількість пили­нок, забарвлюючи небо у рожевий колір.

Полярні шапки (мал. 14.11), які змінюють свої розміри в залеж­ності від марсіанської пори року, складаються з твердої вуглекислоти. Влітку вона випаровується, залишаючи невелику ділянку водяного льоду завтовшки в кілька сот метрів. Вважається, що вся вода на Марсі

знаходиться у зв'язаному ста­ні на полярних шапках і в шарі вічної мерзлоти.

Багато цінної інформації отримали астрономи від мар­сохода «Соджорнер», який працював на поверхні Марса у другій половині 1997 р. Зо­крема, він передав на Землю близько 40 стереоскопічних знімків поверхні планети.

Та найголовніший і не­втішний для землян резуль­тат експедиції «Соджорнер» полягає у негативній від­повіді на сакраментальне пи­тання - чи є життя на Марсі?

Мал. 14.11. Полярна шапка Марса

Його не виявлено. 5. Супутники Марса. В існуванні двох супутників Марса не сумнівався свого часу Кеплер, як це видно з його листа до Галілея: «Я ... шалено хочу мати телескоп, щоб, якщо зможу, випередити вас у відкритті двох супутників, які обертаються навколо Марса». А письменник Дж. Свіфт у «Мандрах Гуллівера» (1726 р.) написав: «Вчені Лапути відкрили два супутники, що обертаються навколо Мар­са, ... з яких внутрішній віддалений від центра планети точно на три її діаметри, а зовнішній - на п'ять, перший обертається в просторі за 10 годин, а другий - за 21 ¹/₂

Під час протистояння Марса у серпні 1877 р. американець А. Холл (1829-1907), архітектор за фахом, випробовуючи новий 66-сантиметровий рефрактор, узявся відкрити ці супутники. Ось його спогади: «Шан­си виявити супутник здавалися дуже малими, так що я міг би відмови­тись від пошуку, якби не моя дружина, яка наполегливо вселяла мені віру в успіх». Проте трапилось неймовірне: 2 серпня Холл уперше поба­чив супутник, згодом названий Деймосом, а 17 серпня він відкрив Фо­бос. Імена супутників - Фобос і Деймос - в перекладі з давньогрецької означають відповідно «страх» і «жах». Це, за легендою, - сини бога війни Ареса (Марса), вічні супутники свого батька.

Відстань Фобоса і Деймоса від центра Марса відповідно 2,76 і 6,9 радіуса планети (Фобос у 40 разів ближчий до поверхні Марса, ніж Місяць до Землі), період обертання відповідно 7 год 39 хв і 30 год 18 хв. Супутники Марса дуже «оригінально» поводять себе на його небі: Фобос за одну марсіанську добу встигає зробити три оберти навколо планети, сходячи на заході і заходячи на сході, а Деймос,

зійшовши на сході, перебуває над горизонтом близько 65 год, тобто понад 2,5 марсіанської доби. Супутники рухаються в площині ек­ватора і по колових орбітах.

Супутники Марса - дрібні небесні тіла, які за формою нагадують картопли­ни. Розміри Фобоса становлять 28x20x18 км, Деймоса - 16x12x10 км. По­верхні супутників поцятковані кратерами набагато сильніше, ніж поверхня Марса. На знімках Фобоса (мал. 14.12) добре вид­но найбільший кратер на його поверхні - Стінні діаметром 10 км. Відстань між бо­рознами глибиною до 30 м становить 200-300 м. Природа цих утворень досі за­лишається нез’ясованою.

Мал. 14.12. Фобос

1. У чому полягає подібність і в чому - несхожість планет земної групи?

2. Чому дорівнює сонячна доба на Меркурії? на Венері? 3. Чому на Венері парниковий ефект проявляє себе значно сильніше, ніж на Землі? 4. Чи справді на поверхні Марса є канали в тому розумінні, як це уявляли собі астрономи сто років тому?

14.1 Покладаючи, що Меркурій рухається навколо Сонця рівномірно по коловій орбіті, доведіть графічно, що за одну його сонячну добу він здійснює два оберти навколо Сонця і три - навколо своєї осі відносно зір. 14.2. Для гіпотетичного спостерігача на Венері запропонуйте метод визначення тривалості доби, враховуючи неможливість візуально спостерігати небесні світила (зокрема Сонце і зорі).